Jei apie kažką pranešu savaite vėliau, nei ta informacija pasirodė angliškuose internetuose, ar tai vis dar galima laikyti naujiena? O jei aptariamas dalykas vyko prieš maždaug 11 milijardų metų? Palieku spręsti jums, o aš tik papasakosiu apie šį naują tyrimą, atskleidžiantį šiek tiek įdomybių apie galaktikų aktyvumą.
Pradėsiu, kaip paprastai, nuo trupučio konteksto. Stebėdami tolimas galaktikas dažnai galime gana neblogai įvertinti jų centrinių juodųjų skylių aktyvumą (materijos „valgymo“ greitį) ir žvaigždžių formavimosi intensyvumą. Nubraižę grafiką (žr. pav. žemiau), kurio horizontalioje ašyje atidedamas raudonasis poslinkis, o vertikalioje – žvaigždėdaros greitis (matuojamas vidutine per metus užgimstančių naujų žvaigždžių mase), matome tam tikras tendencijas. Akivaizdžiausia tendencija – žvaigždėdara buvo sparčiausia maždaug ties raudonuoju poslinkiu z=2 (atitinkamai 1+z=3), bet ir ankstesniais laikais (didesnis z), ir vėliau (mažesnis z) žvaigždės formavosi lėčiau. Analogiška tendencija matoma ir juodųjų skylių aktyvumo diagramoje. Pagal tiksliausias kosmologinių parametrų vertes, z=2 atitinka kiek daugiau nei 10 milijardų metų praeitį.
Vadinamasis Madau grafikas (pagal mokslininko pavardę). Žvaigždėdaros aktyvumas buvo didžiausias maždaug prieš 10 milijardų metų, ties z=2, o vėliau vis mažėjo.
Laikotarpis tarp raudonojo poslinkio verčių 2 ir 3 paprastai yra vadinamas „kosminio aktyvumo piku“, būtent dėl šių savybių. Tai reiškia, jog galaktikos aktyviausiai formavosi praėjus mažiau nei 4 milijardams metų po Didžiojo sprogimo, o nuo tada jų aktyvumas tik silpsta. Žinoma, tai yra vidutiniai statistiniai duomenys – aktyvių ir žvaigždes sparčiai gaminančių galaktikų pasitaiko ir gerokai vėlesniais laikais, bet jų būna vis rečiau. Tokio aktyvaus ankstyvo formavimosi ir vėlesnio „užmigimo“ priežastys – vienas iš svarbesnių galaktikų evoliucijos tyrimų klausimų.
Žinoma, yra ir keletas teorijų, kuriomis bandoma paaiškinti šiuos rezultatus. Dvi pagrindines galima sąlyginai pavadinti „susiliejimų dažnio evoliucijos“ modeliu ir „galaktinės akrecijos evoliucijos“ modeliu. Abiejų esmė paprasta: beveik tris milijardus metų nuo pirmųjų galaktikų susidarymo (tai įvyko praėjus kiek mažiau nei milijardui metų nuo Didžiojo sprogimo) į jų centrinius regionus patekdavo pakankamai dujų, kad žvaigždės formuotis galėjo vis aktyviau ir aktyviau. Tačiau vėliau dujų „tiekimas“ ėmė tolydžio lėtėti* ir žvaigždėdara iš paskos aprimo. Skirtumai tarp modelių atsiranda aiškinant, kokiu būdu dujos iš galaktikų pakraščių patenka į centrus ir kodėl jų srautas gana staigiai sumenko.
Pirmasis modelis teigia, jog pavienės galaktikos pakraščiuose ir aplink ją esančios dujos yra pernelyg karštos ir turi pernelyg didelį judesio kiekio momentą (t.y. per greitai sukasi), kad galėtų „nukristi“ iki galaktikos centro. Nors yra keletas būdų, kaip jas atvėsinti ir sustabdyti sukimąsi, bet pagrindinis – galaktikų susiliejimai. Jungiantis dviems panašaus dydžio galaktikoms, smarkiai pakinta gravitacinis potencialas, abiejų galaktikų dujų telkiniai ima susidūrinėti ir nors taip pakyla jų temperatūra, bet prarandamas judesio kiekio momentas, taigi vėsdamos dujos lengvai pasiekia centrą, o ten jau gali vykti intensyvi žvaigždėdara. Besijungiančios galaktikos tarsi „užsiliepsnoja“ mėlyna jaunų žvaigždžių šviesa.
Tačiau kuo didesnė yra galaktika, tuo rečiau ji priartėja pakankamai arti panašaus dydžio kaimynės, kad su ja galėtų susijungti. Matuojant įvairiais atstumais nutolusių (taigi ir skirtingu Visatos gyvavimo laikotarpiu esančių) galaktikų dydžius ir kiekius, aptinkama, jog būtent ties raudonojo poslinkio vertėmis tarp 2 ir 3 (t.y. tarp maždaug 10 ir 11 milijardų metų praeities) panašios masės susiliejimų būta daugiausiai. Vėliau didžiausios galaktikos išaugo tiek daug, jog jos tiesiog ėmė „valgyti“ mažesnes. Tokie smarkiai nevienodo dydžio susiliejimai nepaveikia dujų taip efektyviai, taigi ir žaliavų žvaigždžių formavimuisi yra vis mažiau ir mažiau.
Antrojo modelio esmė – galaktikų susiliejimai nėra pagrindinis dujų pernešimo į centrą variklis. Aplink galaktiką esančios dujos nėra pasiskirsčiusios tolygiai – jose yra ir sutankėjimų, ir išretėjimų, dalis jų yra karštos, kitos – šaltos. Didžiąja dalimi šitie netolygumai atsiranda iš vadinamojo „kosminio voratinklio“ – hipotetinio šaltų, bet labai retų, dujų tinklo, nutįsusio tarp galaktikų. Tokie siūlai yra viena iš vyraujančio kosmologinio modelio (ΛCDM) išdavų, tačiau stebėjimais jų aptikti kol kas nepavyko**. Didžioji medžiagos dalis, esanti siūluose, gali kristi į galaktikas neįkaisdama iki aukštų temperatūrų. „Aukšta“ temperatūra šiuo atveju yra maždaug 300 tūkstančių laipsnių; šis skaičius žymi ribą, kurią viršijusios dujos ima vėsti labai lėtai. Vėsimo spartos priklausomybė nuo temperatūros yra sudėtingas dalykas, tačiau įvertinus įvairius galimus fizikinius procesus, būtent ties 300 tūkstančių laipsnių temperatūra vėsimas yra sparčiausias, o temperatūrai esant didesnei – gerokai lėtesnis. Karštesnės dujos lieka „kyboti“ galaktikos pakraščiuose, sudarydamos galaktikos „atmosferą“, ir žvaigždės iš jų nesiformuoja, o juodoji skylė – neauga.
Pagal šią teoriją, pirmus keletą milijardų metų galaktikos augo sparčiai, bet didžioji jų dalis buvo pakankamai mažos, ir jų gravitacinis potencialas atitiko temperatūrą, žemesnę už kritinę ribą***. Taigi dujos, kurios neįkaisdavo krisdamos į galaktiką, neįkaisdavo ir vėliau, taigi pasiekdavo centrą, ten sėkmingai atvėsdavo ir formuodavo žvaigždes. Bet prieš maždaug 10 milijardų metų didžioji galaktikų dalis išaugo tiek, kad virialinė temperatūra persirito per 300 tūkstančių laipsnių, ir situacija smarkiai pasikeitė. Dabar dujos, nors ir būdamos šaltos galaktikos pakraščiuose, besileisdamos gilyn į centrą įkaisdavo tiek, jog atvėsti sparčiai nebegalėdavo. Galaktikų „atmosferos“ nusidriekė iki pat jų centrų ir žvaigždžių formavimosi intensyvumas smarkiai sumažėjo.
Kuri teorija teisinga? Beveik neabejotinai iš dalies teisingos abi. Ir galaktikų susiliejimai, ir dujų akrecija yra gerai žinomi procesai, kurie tikrai vyksta. Tačiau jų sąlyginė svarba paaiškinant aktyvumo piką kol kas nėra nustatyta. Štai čia ir prieiname prie aptariamos naujienos. Nauji tolimų galaktikų tyrimai rodo, jog labai aktyviai žvaigždes formuojančios galaktikos labai retai atrodo kaip neseniai susiliejusios su panašaus dydžio kaimynėmis. Jei ši išvada tikrai teisinga, tai reiškia, kad pagrindinis žvaigždėdaros variklis ankstyvaisiais Visatos milijardmečiais yra kosminio voratinklio siūlų akrecija ir su tuo susiję procesai galaktikų viduje, o ne galaktikų susiliejimai. Jei akrecija yra aktyvumo variklis, tai ir aktyvumo sumažėjimą nulemia akrecijos pokyčiai.
Tokį teiginį paremia ir kitas panašus tyrimas, darytas metų pradžioje. Taigi atrodo, jog argumentas gana svarus. Žinoma, tai nėra istorijos pabaiga – net jei tyrėjai nepadarė kokių nors sisteminių klaidų ir įvertino visas reikšmingas problemas, susiliejimų svarba vis dar nėra paneigta. Jei susiliejimai sukelia žvaigždėdaros pliūpsnį tik artimose, bet ne tolimose galaktikose, šis skirtumas turi būti paaiškintas. Galų gale neatmestina ir tikimybė, jog piko ir vėlesnio „apsnūdimo“ priežastis yra visai kita, nei du aukščiau pristatyti modeliai. Tačiau bet kuriuo atveju naujasis atradimas yra įdomus, net jei tai tėra tik dar vienas lapas Visatos pažinimo medyje.
—
* – vieta privalomam palyginimui su „Gazpromu“.
** – tai gali būti ir netiesa, nes keletas stebėjimų rezultatų (apie vieną panašų stebėjimą neseniai rašiau) lyg ir rodo siūlų egzistavimą. Visgi tai dar nėra patvirtinta.
*** – gravitacinio potencialo stiprį galima išreikšti vadinamąja virialine temperatūra, kurią turi turėti dujos, norėdamos išsilaikyti stabilios tame potenciale. Plačiau apie šį reiškinį buvau rašęs anksčiau.