Галактики. Большой путеводитель по Вселенной

Это означает, что при фиксированной яркости галактика, похожая на ультраяркую инфракрасную галактику, отличается примерно такой же наблюдаемой яркостью на обширной полосе космической истории. Как будто кто-то держит свечу перед вами и затем уходит вдаль, но свеча не тускнеет. Практическая значимость заключается в том, что мы можем наблюдать за этими галактиками до гораздо более высоких красных смещений, чем было бы возможно, скажем, в оптическом или радиоволновом диапазоне, где форма спектра галактики не дает провернуть этот трюк. С помощью телескопа SCUBA-2 в проекте «Обзор космологического наследия» мы потенциально можем измерить звездообразование в галактиках вплоть до времен, когда Вселенной было всего 500 000 лет – близко к тому, когда сформировались самые первые из них.

Скорость звездообразования – один из основных наблюдаемых элементов, который мы можем проследить на протяжении истории космоса. Другим таким элементом является звездная масса галактик. Вооружившись красным смещением (или наиболее правдоподобным предположением), чтобы преобразовать наблюдаемый поток в общую светимость, мы можем оценить звездную массу галактики путем измерения общего количества оптического и ближнего инфракрасного света от нее, поскольку это излучение исходит в основном от звезд, а общее количество излучаемых фотонов пропорционально их количеству. На самом деле все это происходит немного сложнее: если смотреть в целом, галактики содержат ряд звездных типов разного возраста, высвобождая разное количество фотонов на каждой длине волны (так, молодые массивные звезды доминируют в синем свете, а старые, с меньшей массой, – в красном). Имея некоторое представление о звездной функции начальной массы, описывающей распределение по массе данной звездной популяции и средний возраст звездной популяции (что сообщает, каким должно быть текущее звездное распределение, учитывая начальную функцию массы), и, конечно, оценив, сколько света нам не хватает из-за пылевой экстинкции, мы можем определить общую массу звезд в любой галактике.

В совокупности звездная масса и скорость звездообразования галактик дают еще один ключ к тайне эволюции галактик. Если мы разделим галактики по звездной массе, а затем посмотрим, как средние скорости звездообразования менялись со временем в каждой из этих групп, то увидим, что пик активности зависит от массы галактики. Хотя пик активности галактик в среднем был 8–10 млрд лет назад, пиковая эпоха звездообразования для самых массивных галактик проходила в космической истории раньше, чем для менее массивных. Термин «сокращение» описывает концепцию того, что основная часть роста звездной массы во Вселенной с течением времени происходит в менее массивных системах. Это хорошо согласуется с тем, что самые массивные галактики во Вселенной сегодня – эллиптические галактики в центрах скоплений – являются также и одними из самых старых галактик, и пик их роста давно прошел.

Совершенно очевидно, что существует тесная связь между эволюцией галактики и ее массой, но здесь есть некоторая тонкость. История формирования звезд в галактике и ее масса взаимосвязаны, но также взаимосвязаны и масса галактики и окружающая среда: самые массивные галактики живут в самых плотных узлах космической паутины. Интересно, насколько взаимосвязь истории роста галактики и ее массы соотносится с «локальной» физикой самой галактики или физикой, связанной с ростом структур, в которых она живет. Если кратко, то увидели ли бы мы одно и то же, отслеживая эволюцию двух галактик одинаковой массы, но в разных средах? Проблема «природа против воспитания» в области эволюции галактики преследует астрономов. Ее очень сложно понять, хотя, на самом деле, на глубоком уровне все это просто стороны одной медали.

Галактическая среда обитания и ее роль

Вся структура Вселенной выросла из того, что изначально было крошечными – квантовыми – возмущениями в распределении вещества (как темной, так и «нормальной» материи). Плотные среды сегодня (например, кластеры) всегда были плотными относительно среднего распределения вещества. Если бы вскоре после Большого взрыва мы посетили участок, скажем, самого массивного в Местной группе скопления Кома, то не нашли бы ни звезд, ни галактик, но плотность вещества здесь оказалась бы немного выше, чем в окружающем пространстве. Поскольку гравитация зависит от обилия массы, плотные области – например, наше изначальное скопление – разрушаются (то есть становятся более плотными и массивными, накапливая больше материи) раньше, чем другие области. Газ в этих регионах способен собираться и конденсироваться в то, что станет протогалактиками (а не галактиками, как мы их сейчас бы назвали), немного раньше, чем где-либо еще. У галактик, родившихся в плотной окружающей среде, есть фора для старта по сравнению с остальными их «коллегами».