Вглубь темных веков

Массив телескопов ALMA. Сверху виден Млечный Путь. eso.org
Массив телескопов ALMA. Сверху виден Млечный Путь. eso.org

Темные века в истории Вселенной — это время после эпохи рекомбинации, которая сама по себе очень хорошо видна в космическом микроволновом (реликтовом) излучении до появления большого числа галактик и квазаров — от 380 тысяч до примерно 500 млн лет. Первые 100 млн лет после рекомбинации во Вселенной просто нечего было видеть — вся она почти равномерно была заполнена нейтральным газом. После 100 млн лет появились первые звезды и их скопления, потом мелкие, потом более крупные галактики: рост неоднородностей и формирование структур шло от малых к большим масштабам.

Кандидаты на новый рекорд

Самый далекий найденный квазар находится при красном смещении 7,54, что соответствует возрасту Вселенной 650 млн лет. Галактики видны существенно дальше, вплоть до красных смещений z = 11 (такое красное смещение надежно выявлено спектроскопическим методом, были слабые указания на галактики z ~ 12). Причем рекордно далекая галактика была необыкновенно яркой в ультрафиолете (в ее собственной системе отсчета) — в несколько раз ярче галактики Андромеды во всем диапазоне. Этот рекорд держался довольно долго, но 12 февраля 2022 года был опубликован препринт [1], где сообщается об обнаружении двух галактик с красными смещениями 12–13. Потом, с более чем месячным запозданием, это всколыхнуло интерес СМИ широкого профиля.

Исследование заключалось не в новых наблюдениях, а в архивных раскопках — значительная часть открытий в настоящее время делается именно так. Авторы препринта использовали архивные базы данных обзоров COSMOS (Cosmological Evolution Survey) и SDXS. В этих обзорах одни и те же участки неба тщательно изучались разными инструментами. Наблюдения представляют из себя серию «глубоких проколов» — кадров с очень большой экспозицией. В инфракрасном диапазоне основу обзора дали космические телескопы («Хаббл», «Спитцер») и наземные («Субару», «Кек»). Кроме того, эти участки исследовались в радио- и в рентгеновском диапазонах, но данное исследование опиралось только на ближний инфракрасный диапазон. Таким образом очень трудно исследовать широкую область неба: поле зрения мощных телескопов довольно узкое, затраты времени на каждый кадр велики. В результате содержимое обеих баз данных покрывает чуть меньше одной десятитысячной части неба, порядка пятнадцати лунных дисков (2,3 и 1,2 квадратного градуса).

В глубоких обзорах нет спектрометрических данных, по которым определяется красное смещение, — только фотометрические данные: поток световой энергии в нескольких широких спектральных полосах. Тем не менее, и по фотометрическим данным можно приблизительно оценить красное смещение. Можно зацепиться за так называемый Лайман-излом — провал спектра из-за поглощения фотонов нейтральным водородом. В собственной системе отсчета объекта этот провал находится в жестком ультрафиолете, а из-за красного смещения переезжает в ближний инфракрасный диапазон.

Авторы работы [1] искали в архивных данных галактики с максимально далеким Лайман-изломом. Прикидки с использованием данных по более близким галактикам указывали на то, что в данных существующих обзоров должно найтись от одной до нескольких галактик с z > 12. Задавшись простыми количественными критериями (в так называемой спектральной полосе К яркость достаточно велика, а в более коротковолновой полосе Н — по крайней мере в два с половиной раза меньше), они отобрали два объекта, назвав их HD1 и HD2. Метод максимального правдоподобия давал для этих объектов красное смещение примерно от 12 до 16,5 (наилучшее — 15,2) для HD1 и от 12 до 13 (наилучшее значение — 12,3) для HD2. Как видно из ошибок, фотометрический метод дает лишь весьма приблизительную оценку красного смещения.

Рис. 1. Фотометрические данные для рекордно далеких галактик из работы [1]. Ошибки измерения потока в спектральных интервалах показаны для двух стандартных отклонений. Стрелками показаны 2σ верхние пределы. Линиями показаны модельные спектры галактик для двух вариантов красного смещения
Рис. 1. Фотометрические данные для рекордно далеких галактик из работы [1]. Ошибки измерения потока в спектральных интервалах показаны для двух стандартных отклонений. Стрелками показаны 2σ верхние пределы. Линиями показаны модельные спектры галактик для двух вариантов красного смещения
Зацепка в миллиметровом диапазоне

Для более точного определения красного смещения есть зацепка в совсем другом диапазоне — на миллиметровых волнах. Ранее для этого успешно использовалась линия дважды ионизованного кислорода O III с длиной волны 88,4 мкм (в собственной системе). Эта линия переезжает за счет красного смещения в миллиметровый диапазон, где она может успешно детектироваться. Самый мощный инструмент в миллиметровом диапазоне — это ALMA (Atacama Large Millimeter Array), на его счету уже масса ярких результатов. Из них в ТрВ-Наука публиковались снимки протопланетных дисков и изображение окрестностей сверхмассивной черной дыры в галактике М87 — ALMA был центральным узлом в глобальном эксперименте, давшем это изображение. Этот инструмент благодаря большой суммарной площади многих параболических тарелок, работающих в режиме интерферометра, при хорошем угловом разрешении (порядка секунды) имеет огромную чувствительность и прекрасное спектральное разрешение.

Авторы работы [1] заказали наблюдения ALMA за объектами HD1 и HD2 и для более яркого из них, HD1, обнаружили особенность в спектре, которая может интерпретироваться как та самая линия дважды ионизованного кислорода, по которой уже измерили красное смещение нескольких далеких галактик. Если это правда, то красное смещение HD1 z = 13,27. Статистическая значимость линии, 4σ, недостаточно высока, чтобы торжественно объявить об открытии. Авторы осторожно говорят о «галактике-кандидате» на рекордное красное смещение. Но учитывая то, что линия находится примерно в ожидаемом месте спектра и «прилетает» из нужного места на небе, совпадающего с оптическим изображением галактики, можно назвать этого кандидата очень сильным.

Рис. 2. Спектр объекта HD1 в миллиметровом диапазоне, снятый ALMA (верхняя панель). Контуры яркости в линии 237,8 ГГц, соответствующей линии О III 88 μм при z = 13,2, наложены на инфракрасное изображение объекта
Рис. 2. Спектр объекта HD1 в миллиметровом диапазоне, снятый ALMA (верхняя панель). Контуры яркости в линии 237,8 ГГц, соответствующей линии О III 88 μм при z = 13,2, наложены на инфракрасное изображение объекта

В препринте авторы упоминают еще об одном объекте HD3, который не прошел их количественные критерии, но остается реальным кандидатом. Для него наилучшая оценка (best fit) красного смещения z = 14,6.

Первые ласточки?

Оба объекта HD1 и HD2 чрезвычайно яркие в ультрафиолете — в десятки раз ярче, чем наша Галактика во всем диапазоне, при этом их масса, скорее всего, невелика — вряд ли больше нескольких миллиардов солнечных масс. В те времена все галактики были небольшими: формирование структур во Вселенной шло от меньших к большим. Существуют галактики более яркие в ультрафиолете, но они видны при красном смещении z ~ 4, т. е. они гораздо более поздние (от 1,5 до 2 млрд лет) и наверняка гораздо более массивные — в те времена шло активное объединение мелких галактик в крупные с сопутствующим бурным звездообразованием. Однако две галактики-кандидата на рекордное красное смещение лишь немного уступают по ультрафиолетовой яркости абсолютным чемпионам, при этом наверняка сильно уступают по массе. То есть они, скорей всего, рекордсмены по светимости на единицу массы, хотя оценок их массы нет, этот вывод базируется на общих соображениях об эволюции галактик.

В работе [1] также приводится распределение галактик по светимости для разных красных смещений. HD1 и HD2 находятся на самом ярком конце распределения для z > 10. При меньших красных смещениях z ~ 4 в единице сопутствующего объема почти столько же ярчайших галактик, сколько и при z > 10. Однако галактик меньшей светимости при z ~ 4 становится на два порядка больше, и вообще единица сопутствующего объема во времена 2–4 млрд лет излучает порядка на два больше ультрафиолета, чем в первые сотни миллионов лет. А самые яркие галактики, получается, примерно совпадают по яркости.

Яркость галактик в ультрафиолете традиционно связывается с текущим темпом звездообразования. Действительно, основную часть ультрафиолета излучают массивные короткоживущие звезды, количество которых пропорционально общей массе рождающихся звезд — на этот счет существует общепринятая хорошо зарекомендовавшая себя формула. Для нашей Галактики темп звездообразования — около 2 Mʘ в год, для HD1 — 110 Mʘ, для HD2 — 180 Mʘ в год. Это при том, что масса тех галактик гораздо (возможно, на два порядка) меньше массы нашей. То есть если их ультрафиолетовая светимость связана с темпом звездообразования известным соотношением, то найденные галактики уникальны по удельному (на единицу массы) темпу звездообразования. Это тем более удивительно, что в те времена полный темп звездообразования в единице объема был невелик. Какова причина уникальности этих галактик?

Одна из возможных причин обсуждается в статье: это светят не звезды галактики, а квазар в ее центре. Чтобы квазар смог обеспечить такую светимость, соответствующая черная дыра должна иметь массу 108 Мʘ. И сразу встает очень жесткая проблема: за 300 с лишним миллионов лет черные дыры такой массы не могли появиться: не хватало времени для их роста (см. [2]). Это не новая проблема: недавно обнаружен квазар с массой миллиард солнечных при красном смещении 7,64, что соответствует возрасту Вселенной 650 млн лет. По идее, чтобы такой квазар появился, он должен начать расти с черной дыры не меньше, чем 20 000 Мʘ — объяснить происхождение такой затравочной черной дыры очень тяжело. Объяснить появление черной дыры 108 Мʘ ко времени 330 млн лет еще сложнее, см. рис. 3. В комментариях делаются предположения, что такую светимость обеспечивают звезды так называемого населения III — самые ранние звезды без примеси тяжелых элементов, которые могли быть чрезвычайно массивными и яркими. Однако это не решает проблемы — соотношение между массой и высвеченной энергией для этих звезд вряд ли сильно больше, чем то же самое для обычных массивных звезд, иллюминирующих галактики с высоким темпом звездообразования.

Рис. 3. Треки роста сверхмассивных черных дыр при критической аккреции (эддингтоновская светимость при эффективности высвечивания 0,1), ведущие к наблюдаемым ранним квазарам. Цветом показаны диапазоны масс для зародышей разной природы. Синим квадратом отмечен объект HD1, если бы он был квазаром. График из работы [1]
Рис. 3. Треки роста сверхмассивных черных дыр при критической аккреции (эддингтоновская светимость при эффективности высвечивания 0,1), ведущие к наблюдаемым ранним квазарам. Цветом показаны диапазоны масс для зародышей разной природы. Синим квадратом отмечен объект HD1, если бы он был квазаром. График из работы [1]
При ничтожной статистике фантазировать можно сколько угодно. Например, можно предположить, что это своего рода «первые ласточки» — когда галактики еще только-только разгорались, эти опередили других из-за каких-то случайностей, например бурных слияний, каковые и в современной Вселенной вызывают всплески звездообразования. Нужна большая статистика. Ждем начала работы телескопа Джеймса Уэбба: ранние галактики — одна из его приоритетных целей.

Борис Штерн

1. arxiv.org/pdf/2112.09141.pdf

2. trv-science.ru/2021/02/otkuda-vzyalis-moshhnye-rannie-kvazary

Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.

См. также:

Подписаться
Уведомление о
guest
0 Комментария(-ев)
Встроенные отзывы
Посмотреть все комментарии
Оценить: 
Звёзд: 1Звёзд: 2Звёзд: 3Звёзд: 4Звёзд: 5 (3 оценок, среднее: 5,00 из 5)
Загрузка...
 
 

Сообщить об опечатке

Текст, который будет отправлен нашим редакторам: