Новое небо

Вглядываясь в далекое космическое прошлое, астрономы обнаруживают удивительно массивные и зрелые галактики. Эти открытия могут перевернуть наши представления об истории и строении Вселенной.

Выйти из полноэкранного режима

Развернуть на весь экран

Наука о происхождении и эволюции Вселенной называется космологией. Она очень молода. Около ста лет назад астрономы признали в небесных туманностях другие галактики. В 1960-е подтвердилась теория Большого взрыва (решающим доказательством стало открытие реликтового излучения). К концу XX века стало ясно, что большая часть массы во Вселенной приходится не на звезды и газ, а на темную материю и темную энергию. Ученые спорят, что представляют собой эти загадочные субстанции.

Самая авторитетная современная теория Вселенной называется Стандартной космологической моделью, или ?CDM-космологией. Буква ? обозначает темную энергию, ускоряющую расширение Вселенной. CDM — это cold dark matter, холодная темная материя. Считается, что она состоит из еще не открытых в эксперименте элементарных частиц. Эти частицы, за редчайшими исключениями, проявляют себя только через гравитацию. Они не испускают и не поглощают никаких излучений, почти никогда не сталкиваются с обычными частицами и даже друг с другом.

Стандартная космологическая модель стала фундаментом, на котором строятся более частные теории. Например, самые успешные модели формирования галактик опираются на свойства темной материи.

Считается, что после Большого взрыва обычное и темное вещество было сильно перемешано и почти равномерно распределено по пространству. Это очень важное «почти», ведь с крошечных первичных уплотнений началось формирование галактик. Гравитация привлекала к этим центрам массы новые порции вещества. Материя накапливалась, тяготение становилось сильнее и так далее. В конце концов космос разделился на сравнительно плотные галактики и зияющую пустоту между ними.

Ключевую роль в этом сыграла темная материя. Поскольку ее частицы не сталкивались друг с другом, они не создавали давления. Поэтому гравитация быстро собрала темную материю в огромные сферические облака. Их колоссальное притяжение привлекло в центр этих облаков обычный газ. Он продолжал уплотняться, формируя звезды.

Чем лучше становятся телескопы, тем дальше человеческий взгляд проникает в глубины Вселенной. И тем больше становится очевидно, что с теориями возникновения галактик — а может быть, и с ?CDM-космологией (Lambda-Cold Dark Matter — современная CDM космологическая модель) — что-то не так.

Коварное далеко

Мы сказали «чем дальше», но насколько дальше? Говорят, что самые простые вопросы — самые сложные. Вот и на вопрос, как далека от Земли самая далекая из известных галактик, ответить совсем не просто.

В масштабах Вселенной пространство и время выделывают занимательные кульбиты, предсказанные общей теорией относительности Эйнштейна. Из-за этого привычное понятие расстояния теряет смысл и требует уточнения. Уточнить его можно разными способами, каждый из которых по-своему разумен и востребован. Поэтому астрономы знают не одно, а несколько видов расстояния: радиальное, яркостное и так далее.

Пока эти расстояния малы, все они совпадают между собой. Поэтому мы можем говорить, что до Солнца 150 млн км, не особенно задумываясь, что это означает. С по-настоящему далекими объектами все иначе: разные расстояния до одной и той же галактики могут отличаться друг от друга в несколько раз.

Гораздо удобнее говорить не о дистанции, а о времени путешествия света. Свет от самых далеких известных галактик добирался до Земли более 13 млрд лет. Предостережем читателя: это не означает, что до галактики 13 млрд световых лет! Так можно вычислить только одно из разнообразных расстояний, известных астрофизикам, и далеко не самое востребованное.

Так или иначе, Большой взрыв произошел 13,7–13,8 млрд лет назад. Другими словами, мы видим далекие галактики такими, какими они были спустя сотни миллионов лет после Большого взрыва. Это считаные проценты от нынешнего возраста Вселенной.

За что краснеет свет

Как узнать время путешествия света? Наблюдатели, конечно, измеряют не само время, а другую величину: красное смещение. Разберемся, что это такое.

Свет — это электромагнитная волна. Очень упрощенно его можно уподобить волнам на воде. Расстояние между двумя соседними гребнями называется длиной волны. Самые короткие световые волны — фиолетовые (примерно 400 нм). Еще короче невидимые глазом ультрафиолетовые волны. Самые длинные световые волны — красные (примерно 700 нм), еще длиннее невидимые инфракрасные.

Теперь вспомним, что Вселенная расширяется. Расширение пространства растягивает электромагнитные волны, отдаляет гребни друг от друга. Из-за этого свет в буквальном смысле краснеет. Чем больше времени он проводит в пути, тем больше растягиваются волны. Они могут стать не только красными, но и инфракрасными. Лучи самых далеких галактик, наблюдаемых в инфракрасные телескопы, в момент рождения были даже не световыми, а ультрафиолетовыми.

Степень покраснения света по-научному называется красным смещением и обозначается буквой z. Именно ее измеряют наблюдатели. При необходимости эта величина однозначно пересчитывается во время путешествия света и любую разновидность расстояния. У профессионалов обычно не возникает такой потребности, им удобно говорить просто о красном смещении. Астроном говорит: «Я открыл галактику с z = 17» — и коллеги ахают. Ведь это всего 200 млн лет после Большого взрыва. Как за такое время могла сформироваться сколько-нибудь массивная галактика?

Правда, пока одни пораженно ахают, другие недоверчиво хмыкают. Очень уж это неправдоподобная цифра. Может быть, поэтому препринт Рохана Найду и коллег, опубликованный еще в 2022 году, так и не превратился в публикацию в авторитетном журнале.

У скептиков есть основания для сомнений. Определить красное смещение — непростая задача, и порой причиной «переворота в космологии» может быть банальная погрешность измерений.

Выйти из полноэкранного режима

Развернуть на весь экран

Дальномер для галактик

Золотой стандарт определения z — это спектральные наблюдения. Принятое телескопом излучение нужно измерить на каждой длине волны отдельно — образно говоря, рассортировать по длинам волн. Такое разложение называется спектром. В спектрах галактик есть характерные детали: всплески на одних длинах волн и спады на других. Красное смещение определяется тем, насколько эти детали сместились со своего законного места в красный конец спектра, то есть в сторону длинных волн. Именно поэтому оно и называется красным смещением.

Однако этот метод очень требователен к качеству данных. Рассортировать принятый свет по длинам волн можно, только если этого света достаточно много. Иначе «размазанный» по спектру сигнал просто утонет в неизбежных шумах. Точно так же трудно расслышать отдельные ноты, если музыка едва различима на пределе слышимости.

Хватит ли принятого излучения для качественного спектра, зависит от трех вещей: яркости галактики, чувствительности телескопа и времени наблюдений. Каждый пункт в этом ряду создает проблемы. Далекие галактики по определению тусклые. Чувствительность даже лучших инструментов имеет предел. Наконец, за их наблюдательное время конкурирует множество научных групп, и никто не позволит инструменту слишком долго смотреть в одну и ту же точку неба.

Напрашивается вопрос: можно ли определить красное смещение без полноценного спектра? Да, можно, если заменить его более грубыми данными. Нужно измерить яркость галактики через несколько светофильтров, условно говоря, «синий», «зеленый» и «красный». Исходя из предполагаемого вида спектра по этим трем точкам можно вычислить z. Так, измеренное красное смещение называется фотометрическим, в отличие от измеренного по спектру — спектроскопического.

Спектроскопические z измерены для миллионов галактик (далеких и близких вместе взятых), фотометрические же — более чем для миллиарда. Разница более чем красноречива. Для галактик с z > 10 (менее 500 млн лет после Большого взрыва) почти все красные смещения — фотометрические.

Однако за удовольствие быстро получить много красных смещений приходится дорого платить. Если спектр галактики нетипичен, то фотометрическое z может быть очень далеко от реальности. Обилие пыли, аномальное излучение на какой-нибудь длине волны или что-то еще в этом духе, и вот уже фотометрия показывает z > 12 там, где на самом деле z < 5. Возможно, именно это и случилось с удивительным результатом Найду.

Загвоздка в том, что он далеко не единственный. Галактик с огромным фотометрическим z слишком много, чтобы списать их все на ошибки измерений. Кроме того, есть и спектроскопические наблюдения. Например, галактика UNCOVER-z12 в созвездии Скульптора имеет спектроскопическое z = 12,39 (360 млн лет после Большого взрыва). Рекорд принадлежит галактике HD1 в созвездии Секстанта: спектроскопическое z = 13,27 (330 млн лет после Большого взрыва). Таких примеров пока немного, но уже достаточно, чтобы теоретики заволновались.

Ранняя зрелость

Уже в середине 2010-х годов на картах Вселенной стали появляться странные галактики: молодые, но богатые звездами. Красное смещение показывало возраст 1–2 млрд лет. Светимость же указывала на звездную массу более 100 млрд солнц. Согласно стандартным теориям, чтобы набрать такую массу, галактикам требовалось больше времени.

Настоящий бум таких открытий начался после запуска инфракрасного орбитального телескопа «Джеймс Уэбб» в конце 2021 года. Это самый чувствительный инфракрасный инструмент в истории астрономии. Он фактически поставил на поток поиск далеких тусклых галактик. Только в первые месяцы работы «Уэбб» обнаружил несколько десятков галактик с фотометрическим z > 10 (первые 450 млн лет после Большого взрыва).

Исключительная чувствительность «Уэбба» помогла выяснить, что и с более близкими галактиками не все так просто. В начале 2023 года Иво Лаббе и коллеги на страницах Nature рассмотрели «уэббовские» объекты с фотометрическим 7,4 ?  z ?  9,1 (500–700?млн лет после Большого взрыва). Среди них отыскалось шесть галактик звездной массой более 10 млрд солнц. Это значительно больше, чем предсказывают обычные теории.

«Уэбб» умеет измерять и спектры. Например, галактика ZF-UDS-7329 имеет спектроскопическое z = 3,2. Это более 2 млрд лет после Большого взрыва. Но детальный анализ спектра показал, что звезды в этой галактике не выглядят новорожденными. На момент испускания света большинству из них уже было как минимум 1,5 млрд лет. И как в таком случае успели сформироваться все эти звезды?

Переделать Вселенную

Как же объяснить загадочные результаты? Достаточно ли «слегка подкрутить» модели формирования галактик, или придется радикально реформировать космологию?

На этот счет мнения расходятся. Группа Джозефа Силка в недавней статье в Astrophysical Journal Letters предлагает интересную гипотезу. Ученые предполагают, что в протогалактиках очень рано возникли сверхмассивные черные дыры. Возможно, они образовались в первые 100 млн лет после Большого взрыва.

Черные дыры закручивают вокруг себя раскаленный диск постепенно падающего на них вещества. Он испускает мощные потоки излучения и струи частиц, разогнанных до околосветовой скорости. Это хорошо известные явления. Ядро галактики с такой черной дырой называется активным.

Необычно в этой гипотезе то, что вся эта активность возникла прямо посреди протогалактических газовых облаков. Излучение и струи частиц взбаламучивали газ, выводили его из равновесия. Облака дробились на части, и гравитация превращала случайные уплотнения в звезды. В итоге звездообразование шло гораздо быстрее, чем обычно считается.

Однако откуда на заре времен могли взяться черные дыры массой в миллионы и миллиарды солнц? Вообще говоря, механизм их образования, тем более быстрого,— отдельный сложный вопрос. Есть две основные теории. Первая утверждает, что черные дыры образовались при сжатии плотных газовых облаков. Вторая гласит, что дело в слиянии множества черных дыр звездной массы — остатков сгоревших звезд. В обоих случаях трудно объяснить, как черные дыры могли стать сверхмассивными хотя бы в первые полмиллиарда лет после Большого взрыва, хотя наблюдатели видят активные ядра галактик на таких красных смещениях. Что уж говорить о первых ста миллионах лет!

Авторы предлагают несколько способов «подправить Вселенную». Можно изменить распределение по пространству первичных неоднородностей, чтобы черным дырам было легче расти. Можно увеличить количество первичных черных дыр, образовавшихся в первую секунду после Большого взрыва. Есть и другие варианты. Ученые признают, что их расчеты — упрощенные и предварительные. Нужен более детальный анализ, чтобы понять, сработают ли эти механизмы. И, между прочим, вписываются ли они в Стандартную космологическую модель.

Впрочем, последнюю, возможно, придется менять так или иначе. По крайней мере, к такому выводу пришел Майкл Бойлан-Колчин, опубликовавший свою работу в Nature Astronomy. Исследователь рассмотрел массивные галактики, найденные «Уэббом» на фотометрических 7 ? z ? 10 (500–800 млн лет после Большого взрыва). Астроном заключил, что обилие таких галактик не вписывается в ?CDM-космологию практически при любых механизмах их, галактик, формирования. Придется что-то менять. Например, количество или свойства темной материи, сыгравшей ключевую роль в формировании галактик. Благо альтернативных теорий на ее счет предостаточно.

Ни одно из упомянутых выше исследований — не истина в последней инстанции. Всегда возможны ошибки в измерениях, пробелы в рассуждениях и расчетах. Но растущее количество таких работ не позволяет от них отмахнуться. Похоже, в ближайшие десятилетия нам снова предстоит увидеть «новое небо и новую Землю», уже не в первый раз в истории космологической науки.

Анатолий Глянцев, кандидат физико-математических наук