Астрономы объяснили резкое замедление рождения звезд во Вселенной

Атомарный водород — важнейшее звено в круговороте вещества в галактиках. Газ в них существует в разных формах: атомарный (H I) и молекулярный (H₂). Атомарный может переходить в молекулярный, из которого затем формируются светила. Поскольку темп звездообразования и количество молекулярного водорода в наблюдаемой Вселенной снижаются, ученые хотят понять, не истощается ли столь же быстро запас атомарного водорода.

Проверить это было непросто. Сигнал H I можно обнаружить по радиоизлучению на длине волны 21 сантиметр, однако на космологических расстояниях он слишком слаб, чтобы надежно регистрировать его у большинства отдельных галактик. Предыдущие исследования опирались на небольшие выборки, что ограничивало точность. 

Объединив данные, полученные с помощью радиотелескопа FAST и спектроскопического обзора DESI, авторы нового исследования проанализировали 2 473 945 галактик. DESI предоставил точные красные смещения галактик — смещение спектральных линий галактики в сторону более длинных волн, по которому можно оценить расстояние до галактик и то, как давно мы видим их свет, а FAST — спектры излучения атомарного водорода.  

Астрономы нашли границу звездообразования Млечного Пути Дисковые галактики формируют свои звезды от центра к краям, но этот процесс не бесконечен. Гипотетически должна быть грань, за которой нет звездообразования. Сопоставив возрасты звезд, ученые вперв… naked-science.ru

Поскольку отдельная галактика на больших расстояниях выглядит тусклой, ученые применили спектральное сложение. Сначала спектры галактик «выравнивали» с учетом их красных смещений, чтобы сигнал атомарного водорода у всех оказался в одном месте. Затем спектры складывали. При сложении спектров случайные помехи ослабевают, а слабый сигнал H I становится заметнее. 

Следом галактики разделили по звездной массе и измерили среднюю долю атомарного водорода — отношение массы H I к массе светил. Доля сильно зависит от массы: у более массивных галактик запас атомарного водорода ниже. 

При этом содержание H I в галактиках менялось слабо. Сравнивая современные галактики одной и той же звездной массы с галактиками, которые мы видим такими, какими они были 4,5 миллиарда лет назад, ученые обнаружили, что доля атомарного водорода в них изменилась менее чем в 1,6 раза. Причем такая стабильность характерна для галактик разных масс. 

Астрономы впервые увидели, как будущая звезда теряет магнитную «защиту» Наблюдая холодное газопылевое облако в созвездии Тельца, ученые выявили признаки едва уловимого этапа рождения звезды. Наблюдения показали, что вещество начинает отделяться от магнитного поля и дви… naked-science.ru

Для оценки общего количества атомарного водорода рассчитали его космическую плотность — долю этого газа во всем веществе галактик. Выяснилось, что за последние 4,5 миллиарда лет она уменьшилась всего в 1,35 раза. После дополнительных поправок на особенности выборки и возможное смешение сигналов соседних галактик снижение оказалось еще слабее — примерно в 1,12 раза. Для сравнения, темп звездообразования за тот же период упал почти в 2,5 раза. 

Значит, даже когда новых звезд рождается сильно меньше, этот резервуар остается относительно стабильным. Ключевые изменения, судя по всему, происходят на следующем этапе, когда атомарный газ переходит в молекулярный. 

Одной из причин, по мнению авторов научной работы, опубликованной в журнале Nature Astronomy, может быть ослабление притока вещества из окружающего пространства: вместе с ним меняются условия в галактических дисках, что необходимы для образования молекулярного газа. 

В массивных галактиках дополнительную роль могут играть горячий газ вокруг них и активные ядра галактик, которые затрудняют поступление холодного вещества к дискам. Таким образом, со временем газ в галактиках стал не столь эффективно превращаться в молекулярный водород — непосредственно сырье для звездообразования.