Ознакомительная версия. Доступно 12 страниц из 60
В любой момент времени скорость роста галактики также может варьироваться в зависимости от локальной среды. Сегодня скопления – это области, где почти не образуются новые звезды: бо́льшая часть активности происходит в средах, подобных той, в которой находится Млечный Путь. Однако эволюция глобальной скорости звездообразования применима ко всем галактикам, так что отдаленное скопление, замеченное 5 млрд лет назад, может иметь более низкую скорость звездообразования, чем окружающее поле в ту же эпоху; средняя скорость звездообразования в этом скоплении выше, чем мы видим в скоплении сопоставимой массы сегодня. Таким образом, в прошлом скопления, группы и отдельные галактики в поле средней плотности имели более высокие скорости формирования звезд, чем сегодня. Изучение того, как эволюция различается в зависимости от сред, – ключевая область исследований. Измерение разных путей развития галактик в разных средах (например, изучение некоторых кластерных процессов, описанных выше) позволяет нам связать физику роста галактик с ростом крупномасштабного распределения темной материи во Вселенной.
Формат эволюции глобальной скорости звездообразования говорит о том, что для изучения основной эпохи создания самых массивных галактик сегодня нам нужно взглянуть на галактики в далекой (ранней) Вселенной с наиболее интенсивными процессами формирования звезд. Именно такие исследования мы и проводим при помощи комплекса SCUBA-2, так как он позволяет обнаружить молодые галактики со вспышкой звездообразования, которые являются прародителями современных массивных галактик (например, эллиптических). Я участвую в проекте «Обзор космологического наследия» (англ. Cosmology Legacy Survey) – крупнейшем исследовании, проводимом с помощью телескопа SCUBA-2. В общих чертах цель этого проекта состоит в том, чтобы наблюдать относительно большие области неба и идентифицировать большое количество отдаленных галактик с субмиллиметровым излучением. Часто эти изображения очень слабы или даже не обнаруживаются на других длинах волн, особенно в оптических диапазонах, но они видны в субмиллиметровых диапазонах: в этих галактиках идет активное формирование звезд, скрытое от обычных телескопов пылевой завесой. Поскольку разрешение SCUBA-2 намного ниже, чем может быть достигнуто с помощью оптического света, получаемые изображения не такие «красивые», как, скажем, те, что дает космический телескоп «Хаббл» или даже небольшой оптический телескоп, который вы можете купить сами.
Причина низкого углового разрешения – в том, что мы используем гораздо большую длину волны, чем оптический свет. Угловое разрешение телескопа (то, насколько точно мы можем делать изображения) определяется длиной волны используемого света, разделенной на размер тарелки или зеркал, из которых она собрана. Для телескопа Джеймса Кларка Максвелла, представляющего собой блюдо шириной 15 м, оно составляет около 8 угловых секунд при 450 микрон и вдвое больше – при 850 микрон – двух длинах волн, которые видит SCUBA-2. Для сравнения, космический телескоп «Хаббл» обладает разрешением порядка десятой доли секунды, поэтому он может видеть очень мелкие детали, но только в видимом и почти инфракрасном диапазонах. При работе со SCUBA-2 мы получаем изображение, которое содержит только яркий шарик пикселей, если есть яркие субмиллиметровые галактики, но не можем увидеть пространственные детали. На первый взгляд, такие результаты не очень интересны для широкой публики, но эти пиксели представляют собой некоторые из самых экстремальных электростанций Вселенной, производящих в эквиваленте до 1000 Cолнц в новых звездах каждый год. И самое замечательное в субмиллиметровых диапазонах – то, что мы можем использовать довольно полезную причуду природы и легко обнаруживать активные галактики в очень далекой Вселенной.
Ранее я упоминал, что спектр излучения пыли от галактик имеет форму черного тела с пиком излучения на длине волны около 100–200 микрон. На длинах волн за пределами этого пика, примерно до 1 мм, количество излучаемой галактикой энергии плавно уменьшается. Субмиллиметровые полосы, которые мы используем, находятся прямо в середине этой области. Однако когда мы смотрим в сторону далеких галактик, наблюдаемый спектр переходит на более длинные волны из-за красного смещения. Это означает, что фиксированные полосы SCUBA-2 видят излучение пыли ближе к собственному пику в спектре: пик теплового излучения пыли смещен ближе к наблюдаемым полосам. Конечно, когда мы перемещаем галактику на более дальние расстояния, ее поток становится слабее на всех длинах волн света.
Однако поскольку спектр пыли за пределами пика уменьшается с увеличением длины волны, эффект затемнения, который сопровождается увеличением красного смещения, компенсируется тем, что SCUBA-2 исследует часть спектра, где излучение более ярко.
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.
Ознакомительная версия. Доступно 12 страниц из 60
