В центре Млечного Пути нашли остатки поглощенной галактики: как древнейшее столкновение сформировало ядро нашей звездной системы

Наша Галактика не возникла сразу в своем нынешнем виде. Согласно современным космологическим теориям, крупные галактики формируются постепенно: они притягивают к себе и поглощают меньшие звездные системы. Этот процесс длится миллиарды лет.

Астрономы достаточно подробно восстановили события последних десяти миллиардов лет истории Млечного Пути. Известно, например, что около шести миллиардов лет назад началось поглощение карликовой галактики в созвездии Стрельца. Этот процесс продолжается до сих пор: гравитация Млечного Пути постепенно вытягивает из нее звезды, образуя длинные звездные потоки.

Еще более масштабное событие произошло около десяти миллиардов лет назад. Тогда Млечный Путь столкнулся с крупной карликовой галактикой, которую исследователи называют Гайя-Сосиска-Энцелад (Gaia-Sausage-Enceladus, или сокращенно GSE). Это столкновение привело к формированию так называемого толстого диска — обширного слоя старых звезд, окружающего центральную плоскость нашей Галактики.

Однако то, что происходило в первые два миллиарда лет существования Млечного Пути — более 11-12 миллиардов лет назад, долгое время оставалось предметом научных споров.

В журнале Nature Astronomy опубликована работа международной группы ученых под руководством Давиде Массари из Национального института астрофизики Италии. Исследователи доказали, что за 1,8 миллиарда лет до слияния с Энцеладом Млечный Путь пережил еще одно столкновение сопоставимого масштаба. Поглощенная система получила название LKH (Low-energy-Kraken-Heracles). Это открытие меняет представления о том, как формировалась центральная часть нашей Галактики.

Почему центр Галактики сложно изучать

Чтобы понять, из каких фрагментов собрана галактика, исследователи обычно используют два главных инструмента: расчет орбит звезд и спектральный анализ их химического состава.

Если группа звезд движется по схожим траекториям, сильно отличающимся от движения основной массы галактического диска, это указывает на их общее внешнее происхождение. Дополнительным подтверждением служит химический состав: соотношение различных элементов отражает условия, в которых эти звезды сформировались.

Однако в центральной части Млечного Пути — в радиусе примерно 20 тысяч световых лет (шести килопарсек) от центра — эти методы сталкиваются с серьезными трудностями.

Во-первых, в центре Галактики расположена вращающаяся вытянутая структура из звезд — галактическая перемычка, или бар. Гравитационное поле этого бара постоянно меняет направление и скорость движения пролетающих рядом объектов. За миллиарды лет хаотические гравитационные воздействия сгладили различия между орбитами местных и пришлых звезд.

Во-вторых, в ранней Вселенной образование звезд и их гибель происходили очень интенсивно. В этих условиях химический состав звезд, родившихся в самом Млечном Пути, и звезд, возникших в соседних карликовых галактиках, менялся схожим образом. По стандартным спектральным характеристикам отличить коренное население центра Галактики от остатков поглощенных систем оказалось крайне сложно.

В результате среди астрономов возникли разногласия. Численное моделирование указывало на то, что в ранней истории Млечного Пути должно было произойти массивное слияние, которое назвали «Кракеном». Позже спектроскопический обзор неба APOGEE обнаружил во внутренней зоне группу старых звезд с низким содержанием тяжелых элементов, получившую название «Геракл».

Часть исследователей утверждала, что эти объекты — остатки поглощенной галактики. Другие специалисты настаивали, что перед нами первичное звездное население самого Млечного Пути, сформировавшееся на месте (in situ) в условиях высокой турбулентности раннего газа.

Шаровые скопления как точные хронометры

Чтобы разрешить этот спор, группа Давиде Массари изменила подход. Вместо изучения отдельных звезд ученые сосредоточились на шаровых звездных скоплениях.

Шаровое скопление представляет собой плотную сферическую группу, состоящую из десятков или сотен тысяч звезд, которые удерживаются вместе взаимным гравитационным притяжением. Главное преимущество таких объектов для астрофизиков заключается в том, что все звезды внутри одного скопления сформировались практически одновременно из одного и того же газового облака.

Определить точный возраст одиночной далекой звезды крайне сложно: погрешность измерений может составлять несколько миллиардов лет. Но для шарового скопления можно построить сводную диаграмму зависимости яркости звезд от их цвета (температуры). Сопоставление этой диаграммы с современными моделями эволюции звезд позволяет вычислить относительный возраст скопления с высокой точностью.

В рамках наблюдательного проекта CARMA (Cluster Ages to Reconstruct the Milky Way Assembly) исследователи отобрали 39 шаровых скоплений. Чтобы исключить случайные погрешности, авторы провели комплексную обработку данных:

1. Использование однородных оптических снимков космического телескопа «Хаббл».
2. Очистка данных с помощью космического телескопа Gaia. Астрометрия Gaia позволила измерить собственное движение тысяч звезд и отсеять те светила, которые случайно оказались на линии наблюдения перед скоплением или позади него.
3. Коррекция поглощения света пылью. В центральных областях Галактики сосредоточено много межзвездной пыли, которая искажает цвет и видимую яркость звезд. Ученые учли это влияние для каждого участка индивидуально.
4. Применение единых физических моделей. Все расчеты проводились на базе единой сетки моделей звездной эволюции BaSTI с использованием байесовских статистических алгоритмов.

В результате исследователи определили относительный возраст исследуемых шаровых скоплений с погрешностью всего в 200-300 миллионов лет. Это в несколько раз точнее результатов всех предыдущих аналогичных работ.

Физика химической эволюции: связь возраста и состава

Второй важнейший параметр, который использовали авторы, это соотношение между возрастом скопления и его металличностью).

В астрофизике «металлами» называют абсолютно все химические элементы тяжелее водорода и гелия — кислород, углерод, кремний, железо и другие. В самом начале существования Вселенной этих элементов практически не было. Они синтезируются внутри звезд в ходе термоядерных реакций и выбрасываются в окружающее пространство при взрывах сверхновых. Каждый новый цикл звездообразования происходит из газа, который содержит больше тяжелых элементов, чем предыдущий.

Скорость этого процесса напрямую зависит от массы галактики:

• Массивные галактики обладают мощным гравитационным полем. Они эффективно удерживают газ, обогащенный сверхновыми, внутри своего объема. Звездообразование в них идет быстро, и содержание металлов в каждом новом поколении звезд возрастает за относительно короткие сроки.
• Карликовые галактики с малой массой имеют слабую гравитацию. Значительная часть газа при взрывах сверхновых выбрасывается в межгалактическое пространство. Процесс формирования звезд идет медленнее, и накопление тяжелых элементов растягивается на миллиарды лет.

Из-за этих физических различий график зависимости содержания металлов от возраста звезд для каждой галактики индивидуален. Если построить такой график для группы скоплений, они выстроятся вдоль характерной линии, отражающей историю развития их родительской системы.

Расчет орбит в поле с перемычкой

Чтобы объединить химические данные с движением скоплений в пространстве, исследователи рассчитали динамические параметры каждого из 39 объектов.

Для этого ученые создали математическую модель гравитационного потенциала Млечного Пути, которая включает вращающийся бар в центре. Орбиту каждого скопления интегрировали численно на протяжении 200 полных оборотов вокруг центра Галактики.

Вместо стандартной энергии движения, которая непрерывно меняется из-за гравитационных толчков бара, исследователи использовали сохраняющиеся величины:

• Энергию Якоби (EJ). Это видоизмененная форма энергии, которая остается постоянной для тела, движущегося в поле вращающейся структуры.
• Вертикальное действие (Jz). Величина, описывающая размах и скорость колебаний скопления вверх и вниз относительно плоскости галактического диска.
• Параметр циркулярности (η). Значение, которое показывает, насколько вытянута орбита объекта и в какую сторону он обращается вокруг центра.

Статистическое доказательство: три независимые ветви

Объединив возраст, содержание металлов и параметры орбит, ученые применили статистический метод динамического вложенного семплирования. Математический алгоритм должен был определить, сколько независимых галактических систем требуется, чтобы объяснить наблюдаемые свойства 39 шаровых скоплений.

Модель последовательно протестировала варианты с двумя, тремя и четырьмя независимыми предками.

Байесовский анализ показал однозначный результат: гипотеза о существовании трех различных источников формирования скоплений оказалась статистически наиболее вероятной. Вариант с двумя предками был уверенно отвергнут расчетами.

Шаровые скопления четко разделились на три непересекающиеся группы на графике зависимости возраста от содержания металлов:

1. Коренная популяция Млечного Пути (in situ). Скопления, которые изначально возникли в основной части нашей Галактики. Они демонстрируют быстрый рост содержания металлов уже на самых ранних этапах.
2. Популяция Гайя-Сосиска-Энцелад (GSE). Скопления карликовой галактики, поглощенной около 10,5 миллиарда лет назад. Для них характерен более медленный темп химического обогащения.
3. Промежуточная популяция LKH. Группа из 12 шаровых скоплений с низкой орбитальной энергией, расположенных строго в пределах шести килопарсек от центра Млечного Пути. Линия их химического развития проходит точно между коренной популяцией и популяцией Энцелада.

Это распределение доказывает, что 12 скоплений из группы LKH не могли сформироваться ни в прото-диске Млечного Пути, ни внутри галактики Энцелад. Они принадлежали отдельной крупной звездной системе, которая развивалась самостоятельно.

Физический масштаб события

Построив модель химической эволюции для промежуточной группы скоплений, авторы определили ключевые физические характеристики поглощенной галактики LKH:

• Звездная масса. Масса звездного населения LKH составляла примерно 500 миллионов (5 x 10⁸) масс Солнца. Это сопоставимо с массой системы Гайя-Сосиска-Энцелад.
• Время слияния. Процесс аккреции LKH завершился около 12,3 миллиарда лет назад (что соответствует космологическому красному смещению z > 4). Это произошло на 1,8 миллиарда лет раньше слияния с Энцеладом.
• Отношение масс. Когда 10 миллиардов лет назад Млечный Путь поглотил Энцелад, соотношение их масс составляло примерно 4:1 или 5:1. Однако 12,3 миллиарда лет назад сам Млечный Путь был значительно менее массивным. Поэтому при слиянии с LKH отношение масс превышало 3:1 или даже приближалось к равным значениям. Это было столкновение двух сопоставимых по размеру протогалактических структур.

Чтобы проверить свои выводы, исследователи обратились к результатам масштабного проекта космологического моделирования Auriga. В этих численных расчетах на суперкомпьютерах моделируется формирование десятков галактик, похожих на Млечный Путь.

Анализ показал, что в виртуальных галактиках аналогичного типа практически всегда происходят два последовательных ранних слияния высокой массы. Графики зависимости возраста от металличности для смоделированных галактик показали такое же разделение скоплений на три параллельные ветви, какое авторы обнаружили в реальных данных телескопов.

Что это меняет в понимании истории Галактики

Результаты работы закрывают многолетнюю дискуссию о природе структур во внутреннем гало Млечного Пути.

Ученые показали, что ранее описанные группы — скопления с низкой орбитальной энергией, теоретически предсказанный «Кракен» и звездная структура «Геракл» — представляют собой различные проявления одного и того же масштабного события. Название Low-energy-Kraken-Heracles (LKH) объединяет эти разрозненные наблюдения в единую модель.

Исследование доказало, что даже в условиях сильнейшего орбитального перемешивания и низкого содержания металлов график зависимости возраста от химического состава позволяет однозначно разделять первичные строительные блоки галактик.

Центральная часть Млечного Пути не возникла в результате спокойного сжатия единого газового облака. Она сформировалась в ходе серии масштабных столкновений в первые два миллиарда лет после Большого взрыва. Значительная доля звезд и шаровых скоплений в пределах шести килопарсек от центра была принесена извне в результате слияния с галактикой LKH.

Следующим шагом в изучении этой эпохи станет применение методов астросейсмологии — измерения частот собственных колебаний звезд для прямого определения их возраста. Эту задачу будут решать космический телескоп PLATO Европейского космического агентства и новые каталоги данных миссии Gaia. Прямое измерение возраста сотен тысяч отдельных звезд во внутренних областях позволит восстановить последовательность событий первого миллиарда лет жизни нашей Галактики с точностью до отдельных звездных поколений.

Источник: Nature Astronomy