Вселенная оказалась легче, чем считали: телескоп Gaia нашел скрытую ошибку в расчете массы галактик

В современной астрофизике существует фундаментальная проблема: исследователи не могут напрямую взвесить далекие галактики. Телескопы улавливают излучение звезд, но это излучение распределено крайне неравномерно. Подавляющую часть видимого света производят редкие, чрезвычайно горячие и тяжелые звезды. При этом основная доля массы галактики сосредоточена в тусклых и легких звездах, а также в темной материи, которая не излучает свет вовсе.

Чтобы по количеству зарегистрированного света определить полную массу звездного населения, ученым необходимо знать точное соотношение между количеством тяжелых и легких звезд. Это соотношение называют начальной функцией масс. На протяжении семидесяти лет в расчетах использовалось допущение, что это правило едино для всего пространства и времени: где и когда бы ни формировались звезды, пропорция между гигантами и карликами всегда считалась одинаковой.

Новое исследование группы астрофизиков из Университета Миссури и Университета Рочестера, опубликованное в журнале The Astrophysical Journal Letters, доказало ошибочность этого базового правила. Анализ данных космического телескопа Gaia показал, что начальная функция масс меняется с течением времени и напрямую зависит от физического состояния среды, в которой рождаются звезды.

Что такое начальная функция масс и почему она важна

Когда гигантское облако из газа и пыли сжимается под действием собственного притяжения, оно распадается на множество отдельных сгустков. Из этих сгустков одновременно образуются сотни или тысячи звезд с разной массой: от легких объектов, масса которых составляет меньше одной десятой массы Солнца, до массивных гигантов, превосходящих Солнце в десятки и сотни раз.

Статистическое распределение, показывающее, сколько именно звезд каждой массы появилось на свет в момент этого события, и есть начальная функция масс (НФМ).

Легкие звезды светят очень слабо, но живут сотни миллиардов лет и определяют общую гравитационную массу галактики. Тяжелые звезды светят в миллионы раз ярче, но быстро сгорают и взрываются всего за несколько десятков миллионов лет.

Если астрономы наблюдают свет далекой галактики, они видят только яркие тяжелые звезды. Чтобы восстановить скрытую часть распределения — массу миллионов тусклых звезд, — ученые десятилетиями умножали видимый свет на расчетный коэффициент, предполагая, что на каждую яркую звезду всегда приходится строго определенное число невидимых легких карликов.

В разное время были предложены математические формулы для описания этого распределения — формулы Эдвина Салпитера, Павла Крупы и Жиля Шабрие. Но все они применялись как универсальные законы природы, работающие одинаково и в Млечном Пути, и в галактиках на краю наблюдаемой Вселенной.

Физический механизм: почему газ сжимается по-разному

С точки зрения фундаментальной физики представление об универсальности распределения масс всегда вызывало вопросы. Процесс распада газового облака на отдельные фрагменты определяется балансом двух сил:

• Гравитация, которая стремится сжать газ в компактные плотные сгустки.
• Внутреннее тепловое давление, которое противодействует сжатию и стремится расширить газ.

Минимальный размер сгустка, который способен начать самостоятельное сжатие и превратиться в звезду, физики называют пределом Джинса. Этот предел напрямую зависит от скорости звука в газе. Скорость звука, в свою очередь, определяется температурой среды: в горячем газе частицы движутся быстрее, скорость звука выше, а тепловое давление сильнее сопротивляется гравитации.

Минимальная масса сгустка прямо пропорциональна кубу скорости звука и температуре газа в степени 3/2.

Это означает, что физические условия в облаке напрямую диктуют массу будущих звезд:

1. В холодном газе тепловое сопротивление минимально. Облако способно распадаться на мелкие сгустки. В таком процессе образуется огромное количество легких звезд и красных карликов с массой значительно меньше солнечной.
2. В горячем газе тепловое давление удерживает мелкие объемы вещества от сжатия. Схлопнуться могут только крупные сгустки большой массы. В результате формируется звездная популяция, где доля тяжелых звезд существенно выше, а легких карликов образуется мало.

На ранних этапах развития Млечного Пути и других галактик межзвездная среда была существенно горячее, чем сегодня. Кроме того, в первичном газе практически отсутствовали химические элементы тяжелее гелия (в астрономии их называют металлами). Тяжелые элементы работают как охлаждающие агенты: они эффективно излучают тепло в пространство и позволяют газовым облакам быстро остывать. Без них древний газ оставался нагретым, а значит, в прошлые эпохи звезды должны были формироваться в совершенно других пропорциях масс, чем в настоящее время.

В чем заключалась сложность прямой проверки

Чтобы доказать изменение начальной функции масс на реальных объектах, ученым требовалось изучить звездные скопления внутри нашей Галактики, где телескопы могут зафиксировать каждую звезду по отдельности. Рассеянные звездные скопления подходят для этого лучше всего, поскольку все входящие в них звезды имеют одинаковый возраст и сформировались из одного облака.

Однако исследователи сталкивались с проблемой разделения двух независимых факторов. Наблюдаемое сегодня распределение звезд в старом скоплении отличается от начального по двум причинам:

• Звездное старение. Наиболее массивные звезды уже завершили жизненный цикл и прекратили существование.
• Динамическое разрушение скопления. Звезды внутри скопления непрерывно взаимодействуют друг с другом и с общим гравитационным полем Галактики. В ходе таких взаимодействий легкие звезды систематически приобретают дополнительную скорость и покидают скопление. Со временем скопление теряет существенную часть своих маломассивных участников.

Если в скоплении возрастом в два миллиарда лет обнаруживается мало легких звезд, возникает вопрос: сформировалось ли оно изначально с дефицитом карликов из-за горячего газа, либо же скопление родилось со стандартным распределением, но растеряло легкие звезды за миллиарды лет движения по Галактике?

Математический метод: выбор правильной модели

Авторы новой работы нашли способ разделить влияние начальных условий и последующей потери звезд. Для этого они проанализировали математические свойства различных моделей начальной функции масс.

Ранее многие исследователи использовали модель Жиля Шабрие, которая описывает распределение звезд плавной кривой (логнормальным распределением). Численное моделирование показало, что при постепенном гравитационном вымывании легких звезд форма этой кривой искажается. Потеря звезд меняет вершину графика так, что ее невозможно отличить от исходного смещения параметров при рождении. В модели Шабрие динамическая эволюция и начальные свойства оказываются смешанными.

Ученые показали, что модель Павла Крупы свободна от этого недостатка. В модели Крупы распределение описывается не одной плавной кривой, а набором прямолинейных отрезков на логарифмическом графике. В этой функции есть ключевая точка соединения — так называемая точка перелома. В современных условиях она находится на значении около половины массы Солнца (0,5 массы Солнца). Выше этого значения число звезд резко убывает с ростом массы, а ниже — убывает значительно медленнее.

Расчеты показали: когда скопление с течением времени теряет легкие звезды под действием приливных сил Галактики, наклоны прямых отрезков на графике меняются, но сама точка перелома остается строго на месте.

Единственный физический процесс, который способен сместить положение точки перелома по оси масс, — это изменение температуры и скорости звука в исходном газовом облаке в момент образования звезд. Таким образом, измерение положения точки перелома в скоплениях разного возраста позволяет напрямую оценить условия их рождения, полностью исключив влияние последующей потери звезд.

Анализ данных телескопа Gaia и результаты

Исследователи обратились к каталогу данных космического телескопа Gaia Европейского космического агентства. Телескоп с высокой точностью измерил координаты, расстояния и скорости сотен миллионов звезд Млечного Пути.

На основе каталога астрономов Эмили Хант и Сабины Рефферт авторы применили серию жестких критериев качества:

1. Выбирались только те скопления, в которых телескоп уверенно различил как тяжелые звезды, так и карлики с массой ниже точки перелома.
2. Исключались области с высоким содержанием космической пыли, искажающей реальный блеск объектов.
3. В расчет вводились поправки на неразрешенные двойные системы (когда две близкие звезды сливаются для телескопа в одну более яркую точку).
4. Проводилась статистическая коррекция инструментального смещения, связанного с тем, что на больших расстояниях телескопу сложнее регистрировать тусклые звезды.

В итоговую основную выборку высочайшей точности вошли 110 рассеянных скоплений. Для контроля результатов была сформирована расширенная выборка из 332 скоплений с менее жесткими ограничениями.

Результаты статистического анализа показали прямую и четкую закономерность: масса точки перелома однозначно растет с увеличением возраста скопления.

• В молодых скоплениях Млечного Пути (сформировавшихся за последние несколько десятков миллионов лет) точка перелома стабильно находится на уровне 0,4-0,5 массы Солнца.
• В старых скоплениях (возрастом от 1 до нескольких миллиардов лет) точка перелома смещена в диапазон 0,8-1,3 массы Солнца. Например, в скоплении NGC 6067 точка перелома зафиксирована на отметке 1,28 массы Солнца.

Вероятность того, что обнаруженная зависимость является случайным совпадением, составляет меньше 8,7 x 10⁻⁷ для основной выборки и 1,6 x 10⁻¹³ для расширенной. Это подтверждает, что миллиарды лет назад звездные скопления Млечного Пути формировались в более горячей среде и рождали значительно меньшую долю маломассивных звезд, чем формируется в Галактике сегодня.

Значение открытия для космологии и телескопа «Джеймс Уэбб»

Полученные выводы имеют прямое значение для всей внегалактической астрономии, в первую очередь — для интерпретации данных космического телескопа «Джеймс Уэбб» (JWST).

После начала работы телескопа JWST астрономы обнаружили на снимках очень ранней Вселенной (спустя всего 400-600 миллионов лет после Большого взрыва) исключительно яркие и крупные галактики. Если рассчитывать их массу по старым правилам с использованием универсальной функции масс, получалось, что эти галактики содержат триллионы звезд и обладают массой, сопоставимой с современным Млечным Путем.

Это наблюдение вызвало серьезные споры в научном сообществе: согласно общепринятой космологической модели развития Вселенной (Лямбда-CDM), за столь короткий срок гравитация просто не успела бы собрать такое гигантское количество вещества в отдельные структуры. Некоторые исследователи даже высказывали предположения о необходимости пересмотра базовых положений теории гравитации.

Работа Стейнхардта и его коллег показывает, что кризис ранних галактик вызван не ошибками космологической теории, а некорректным расчетом массы. В ранней Вселенной газ был чистым от тяжелых элементов и горячим. Звездообразование происходило с сильным сдвигом точки перелома вверх. В таких галактиках практически не образовывались легкие тусклые звезды: почти вся масса газа превращалась в крупные и яркие светила.

В результате такие галактики излучают огромное количество света, обладая при этом умеренной физической массой. Коррекция начальной функции масс с учетом температуры среды приводит расчетную массу ранних галактик в полное соответствие со стандартной космологической шкалой.

Итоги исследования

Результаты работы формулируют новые правила для астрофизических расчетов:

1. Начальная функция масс не универсальна. Допущение о неизменности пропорций рождающихся звезд, использовавшееся в астрономии на протяжении десятилетий, опровергнуто прямыми наблюдениями.
2. Параметры распределения зависят от физической среды. Главными факторами, определяющими массу формирующихся звезд, выступают температура газового облака и скорость звука в нем. Чем горячее газ и чем меньше в нем тяжелых элементов, тем больше среди новорожденных звезд массивных объектов и тем меньше легких карликов.
3. Эволюция Млечного Пути подтверждает теоретические модели. По мере остывания газа и обогащения его элементами тяжелее гелия характерная масса формирующихся звезд постепенно снижалась, перейдя от значений выше 1,0 массы Солнца к современным 0,5 массы Солнца.
4. Массы далеких галактик требуют пересчета. Отказ от единой функции масс снимает противоречия в наблюдениях ранней Вселенной телескопом JWST, исключая необходимость модификации базовых законов космологии.

Астрономия переходит от упрощенного описания процессов звездообразования к учету физических параметров каждого конкретного объекта. Любая оценка массы галактики впредь должна учитывать ее химический состав, возраст и температуру газа в эпоху ее формирования.

Источник: The Astrophysical Journal Letters