Галактики не умирают сразу: как и почему во Вселенной останавливается звездообразование

В наблюдаемой Вселенной галактики делятся на две основные категории в зависимости от интенсивности процессов формирования звезд. Первая категория состоит из систем, которые обладают большими запасами холодного газа. Этот газ под воздействием собственной гравитации сжимается, образуя новые звезды. Такие галактики активно растут и излучают свет в синей части спектра из-за присутствия массивных молодых светил. Вторая категория включает галактики, в которых процессы звездообразования полностью прекратились. Они состоят преимущественно из старых звезд, излучают свет в красной части спектра и больше не увеличивают свою звездную массу.

Переход галактики из первой категории во вторую в астрофизике называется процессом угасания. Главная сложность в изучении этого явления заключается во временных масштабах. Процесс потери холодного газа и прекращения звездообразования занимает миллиарды лет. Исследователи не имеют возможности наблюдать за изменениями одной и той же галактики в реальном времени. Наблюдательная астрономия предоставляет лишь отдельные снимки разных галактик, находящихся на разных этапах своей истории.

Чтобы обойти это, группа исследователей под руководством Кэмерона Лоулор-Форсайта использовала космологическую симуляцию TNG50. Это математическая модель, которая рассчитывает законы гравитации, гидродинамики и термодинамики для темной материи, газа и звезд в объеме пространства размером более 160 миллионов световых лет. Разрешение симуляции позволяет отследить историю формирования и эволюции отдельных галактик от ранней Вселенной до наших дней. Исследователи выделили в симуляции 361 галактику, которая прошла полный путь от активного формирования звезд до полного прекращения этого процесса, и детально изучили, как именно происходил этот переход.

Пространственные параметры формирования звезд

Ранее астрономы пытались определить причины остановки звездообразования, анализируя общие характеристики галактик, такие как их суммарная масса или общий цвет. Проблема в том, что разные физические процессы могут приводить к одинаковому результату. Авторы нового исследования поступили иначе: они решили изучить пространственное распределение областей, где формирование звезд еще продолжается перед тем, как остановиться окончательно.

Для точного измерения этого пространственного распределения ученые ввели четыре измеримых параметра:

1. Концентрация активности в центре: этот параметр показывает, какая доля от общего числа новых звезд в галактике формируется в ее центральном регионе (в радиусе одного килопарсека от ядра).
2. Относительный размер зоны звездообразования: исследователи вычисляли радиус, внутри которого формируется половина всех новых звезд, и сравнивали его с радиусом, внутри которого находится половина массы всех уже существующих старых звезд галактики.
3. Внутренняя граница остановки: это расстояние от центра галактики, на котором плотность формирования новых звезд резко падает при движении внутрь, к ядру.
4. Внешняя граница остановки: это расстояние от центра, на котором формирование звезд прекращается при движении наружу, к краям галактики.

Анализ изменения этих четырех параметров с течением времени показал, что галактики прекращают формировать звезды не случайным образом. Существуют два четких сценария, которые зависят от массы галактики и окружающей ее среды.

Сценарий остановки от центра к краям

Первый выявленный механизм характерен для наиболее массивных галактик. Чаще всего такие системы располагаются в пространстве изолированно, являясь гравитационными центрами для небольших галактик-спутников, но не входя в состав крупных скоплений.

Процесс прекращения звездообразования в таких системах начинается из центра и постепенно распространяется на периферию. Согласно данным симуляции, физической причиной этого явления выступает сверхмассивная черная дыра, расположенная в ядре галактики. При поглощении материи черная дыра выделяет огромное количество энергии. Эта энергия передается окружающему газу в виде излучения и высокоскоростных потоков частиц.

В результате газ в центральной части галактики либо нагревается до температур, при которых он больше не может сжиматься в звезды, либо физически выталкивается за пределы центральных регионов. Зона формирования новых звезд смещается все дальше от центра, пока не достигает внешних краев галактического диска. Симуляция показывает, что это длительный процесс. Из-за большой массы галактики ее гравитация долго удерживает газ на окраинах. В среднем этот сценарий занимает около 2,5 миллиарда лет, а в наиболее массивных системах процесс затягивается до 3,5 миллиарда лет.

Сценарий остановки от краев к центру

Второй механизм действует в галактиках меньшей массы, эволюция которых определяется их окружением. Этот сценарий запускается, когда галактика под воздействием гравитации попадает внутрь крупного скопления, состоящего из сотен или тысяч других галактик.

Пространство между галактиками в таких скоплениях заполнено разреженным, но очень горячим газом. Когда галактика движется сквозь эту среду с высокой скоростью, возникает динамическое давление среды. Физика этого процесса заключается в том, что внешний газ скопления сталкивается с внутренним газом галактики. Гравитация на окраинах галактического диска слабее, чем в центре, поэтому динамическое давление среды сначала преодолевает гравитационное притяжение на периферии и выталкивает оттуда холодный звездообразующий газ.

Формирование звезд на внешних границах резко прекращается. Зона активности начинает быстро сокращаться в размерах, стягиваясь к ядру, где гравитация галактики максимальна и еще может сопротивляться внешнему давлению. Этот сценарий протекает значительно быстрее первого. Согласно симуляции, с момента попадания галактики в скопление до полной остановки звездообразования в ее центре проходит в среднем 1,5 миллиарда лет. Временной промежуток варьируется слабо, так как процесс жестко контролируется внешней средой.

Алгоритмическая проверка данных

Чтобы доказать, что четырех выделенных пространственных параметров достаточно для определения сценария эволюции, исследователи применили компьютерные алгоритмы классификации. Программе предоставляли только данные о пространственном распределении зон звездообразования в галактиках из симуляции в случайные моменты времени, не сообщая информацию о массе системы или ее окружении.

Алгоритм должен был определить, по какому из двух сценариев идет остановка звездообразования, и вычислить, сколько времени прошло с начала этого процесса. Тестирование показало высокую точность метода. На ранних стадиях, когда процесс потери газа только начинается, точность определения составляла около 50-60%. Однако по мере того как процесс заходил дальше, морфологическая структура галактик становилась все более специфичной. На поздних стадиях алгоритм верно определял физический сценарий и стадию эволюции более чем в 75% случаев.

Применение в наблюдательной астрономии

Проведенное исследование на базе симуляции TNG50 не является исключительно теоретической работой. Оно подготавливает аналитическую базу для работы с данными реальных астрономических наблюдений, которые будут получены в ближайшее десятилетие.

В настоящее время космический телескоп Джеймс Уэбб уже передает изображения высокого разрешения в инфракрасном диапазоне. В скором времени к нему присоединятся космическая обсерватория Nancy Grace Roman и проект CASTOR, которые будут получать снимки в оптическом и ультрафиолетовом спектрах. Одной из главных задач этих телескопов станет съемка миллионов галактик на разных стадиях формирования.

Ультрафиолетовое и инфракрасное излучения позволяют напрямую фиксировать области, где рождаются молодые звезды. Ранее, глядя на галактику с низким общим уровнем звездообразования, астрономы могли лишь констатировать этот факт. Теперь исследователи смогут применить к пиксельным картам реальных телескопов разработанную систему из четырех пространственных параметров.

Измерив концентрацию, относительный размер диска и границы усечения на реальных снимках, ученые смогут классифицировать галактику. Сопоставление этих наблюдаемых параметров с базой данных симуляции позволит точно определить физическую причину остановки звездообразования — внутреннее воздействие черной дыры или внешнее давление среды скопления. Кроме того, этот метод даст возможность вычислить временной интервал: астрофизики смогут рассчитать, сколько миллионов или миллиардов лет назад конкретная галактика начала терять газ, и как скоро этот процесс будет полностью завершен.

Источник:The Astrophysical Journal