Пожирая "Кракена": как родилась современная галактика Млечный Путь

Формировался ли Млечный Путь, медленно накапливая вещество, или же он поглощал соседние галактики? Наконец-то мы начинаем раскрывать тайны собственного прошлого.

Когда речь заходит о Вселенной, мы всегда стремимся ответить на два вопроса: “Какова она сегодня?” и “Как она стала такой?”. От атомов до планет, от звезд до галактик – мы пытаемся понять не только их нынешнее состояние, но и проследить их эволюцию от первоначальных составляющих. Это невероятно сложная задача. В астрономии мы не можем проводить эксперименты по своему желанию: у нас есть только Вселенная в ее текущем состоянии – мгновенный снимок космоса. Всё, что мы видим сейчас – это те, кто выжил после космического бурного прошлого.

Но подобно хорошему детективу, который по скудным уликам может восстановить картину преступления, астрономы, используя имеющиеся данные и законы физики, могут реконструировать значительную часть нашей космической истории. Наш Млечный Путь, безусловно, не всегда был таким, каким мы видим его сейчас: огромным, массивным, наполненным сотнями миллиардов звезд.

Он вырос благодаря сочетанию гравитационного притяжения вещества и слияний с другими, меньшими галактиками. Но какой из этих факторов был более важным, и насколько “масштабными” были эти слияния? Наконец, мы нашли важную часть ответа: поглощение галактики, которую ученые назвали “Кракеном”, около 11 миллиардов лет назад, по крайней мере частично, привело к формированию современного Млечного Пути. И вот как мы это узнали.

Есть два неопровержимых доказательства того, что Млечный Путь не всегда был таким, каким мы видим его сейчас. Первое – это сами звезды. Хотя они отличаются по цвету, массе и содержанию тяжелых элементов, самое важное различие между ними – это их возраст. Тот факт, что многие звезды в Млечном Пути относительно молоды, а также то, что звездообразование в нашей богатой газом галактике продолжается, доказывает, что звезды формировались в разные периоды времени, и что давным-давно многих из сегодняшних звезд просто не существовало.

Второе доказательство – это то, что мы видим, заглядывая в космическое прошлое, наблюдая и анализируя множество других галактик. Мы обнаруживаем, что многие из современных галактик похожи на Млечный Путь: сравнимы по размеру, массе, количеству и цвету звезд. Но чем дальше мы смотрим в космос, а значит, и дальше в прошлое, тем сильнее отличаются галактики:

меньше по размеру;
меньше по массе;
с меньшим количеством звезд;
преимущественно голубого цвета и моложе по возрасту.

Нет никаких сомнений в том, что Млечный Путь, как и все современные галактики во Вселенной, каким-то образом вырос. Главный вопрос: как?

Одна из основных гипотез – это формирование галактик путем монолитного коллапса. Согласно этой теории, все начинается с области повышенной плотности вещества в ранней Вселенной, которая со временем гравитационно притягивает к себе всё больше материи. По мере эволюции Вселенной вещество из окружающих областей притягивается к самому плотному и массивному “сгустку”. Масса продолжает накапливаться в этой области пространства, и когда достигается критический порог, это огромное скопление нейтрального вещества начинает гравитационно сжиматься, запуская процесс образования звезд.

Этот первоначальный звездный кластер, если он достаточно велик и массивен, продолжит накапливать массу из окружающего пространства, превращаясь в протогалактику и становясь еще более массивным. Поскольку гравитация – это сила, которая нарастает лавинообразно (чем больше материи притягивается к сгустку, тем больше он притягивает), молодой Млечный Путь, очевидно, преуспел в этом по сравнению со своими “сверстниками”; в нашей Местной группе только Андромеда сравнима с ним по массе. Идея о том, что Млечный Путь образовался из большого сгустка, а затем накопил остальную массу путем гравитационного притяжения, является важной для понимания формирования нашей галактики.

Другая, не менее важная гипотеза заключается в том, что галактики могут зарождаться из гравитационно коллапсирующих областей повышенной плотности, но затем растут в основном за счет крупных и мелких слияний: не за счет газа и отдельных атомов, а за счет целых протогалактик и даже полноценных галактик, которые сливаются друг с другом, образуя современный Млечный Путь. У нас есть множество доказательств того, что это происходит по всей Вселенной, так как на нашем “мгновенном снимке” космоса наблюдается огромное количество слияний, как между галактиками равной массы, так и между галактиками с большой разницей в массе.

Есть еще одна веская причина серьезно рассматривать этот сценарий: мы знаем, что слияния и “галактический каннибализм” происходят даже сегодня и будут продолжаться в далеком будущем. Наш Млечный Путь, например, недавно поглотил карликовую галактику Стрельца; и, возможно, находится в процессе поглощения Большого и Малого Магеллановых Облаков (которые уже гравитационно деформированы). Плюс к этому, он находится на курсе столкновения с другой крупной галактикой в нашей Местной группе – Андромедой.

Мало сомнений в том, что и серия слияний, и постепенное притяжение межгалактического вещества в равной степени ответственны за формирование большинства современных галактик. Однако конкретный вопрос о том, как возник Млечный Путь, остается открытым.

Тем не менее, существует замечательный класс объектов, сформировавшихся очень давно, которые могут раскрыть множество информации об истории нашей галактики: шаровые звездные скопления. Млечный Путь содержит около 150 шаровых скоплений, что относительно типично, хотя, возможно, несколько меньше ожидаемого для галактики нашего размера и массы. Крупнейшие космические гиганты, такие как галактика M87 в центре скопления Девы, могут иметь десятки тысяч шаровых скоплений, в то время как небольшие карликовые галактики-спутники — всего лишь горстку.

Шаровые скопления завораживают по следующим причинам:

Это изолированные системы, где практически все звезды внутри образовались одновременно в результате одного гигантского взрыва звездообразования.
Практически все они очень старые: “молодые” имеют возраст 7-10 миллиардов лет, а “старые” — 12-13,5 миллиардов лет.
Их массы находятся в узком диапазоне, обычно от нескольких сотен тысяч до нескольких десятков миллионов звезд.
Они также очень малы по физическим размерам: все их звезды находятся в пределах нескольких десятков световых лет от центра скопления.
Они имеют различную звездную концентрацию: некоторые из них рассеянные и почти “безъядерные”, в то время как другие чрезвычайно плотные в центре и разреженные на периферии.
Пожалуй, самое главное, они в основном бедны металлами: все звезды внутри каждого скопления имеют примерно одинаковый процент элементов, отличных от водорода и гелия, но этот процент может варьироваться от скопления к скоплению, даже внутри одной галактики.

Способ определения возраста шаровых скоплений удивителен и чрезвычайно поучителен. У каждой звезды есть два легко измеримых свойства: цвет и яркость. Если мы возьмем все звезды в скоплении, будь то шаровое или рассеянное, мы можем отобразить их на диаграмме цвет-светимость, известной в астрономии как диаграмма Герцшпрунга-Рассела (Г-Р). Обычно яркость/звездная величина откладывается по оси Y (чем ярче звезда, тем выше она расположена), а цвет – по оси X (более голубые звезды слева, а более красные справа).

Когда рождаются звезды, они располагаются на диаграмме Г-Р вдоль “змеевидной” кривой, начинающейся вверху слева, где находятся горячие, яркие, голубые звезды, и спускающейся вниз вправо, где находятся холодные, тусклые, красные звезды. Но вот в чем загвоздка: звезды имеют разные свойства вдоль этой кривой, потому что у них разная масса. Оказывается, масса является основным фактором, определяющим цвет и яркость звезды, пока в ее ядре происходит синтез водорода в гелий.

Масса также является основным фактором, определяющим время жизни звезды. Это означает, что по мере старения звезд в скоплении, самые массивные из них первыми исчерпывают топливо в своих ядрах. По мере старения скопления самые массивные звезды первыми покидают эту “змеевидную” линию. Следовательно, если мы можем определить “точку поворота” скопления, мы можем определить его возраст с довольно высокой точностью.

Когда мы изучаем шаровые скопления Млечного Пути — скопления, которые, по большей части, достаточно близки, чтобы мы могли легко измерить цвет и яркость отдельных звезд внутри, — мы обнаруживаем кое-что интересное. Да, большинство скоплений состоят из очень старых звезд: звезд возрастом 12 миллиардов лет и более. И большинство из тех, что сконцентрированы ближе к центру галактики, содержат больше тяжелых элементов, чем те, что расположены дальше, на окраинах галактики.

А вот теперь самое интересное. Если галактика формирует шаровые скопления, притягивая материю, и в какой-то области пространства большое количество вещества собирается в одном месте, что приводит к образованию шарового скопления, то можно ожидать, что это скопление останется примерно на той же орбите, где оно образовалось. Да, оно будет проходить через галактическую плоскость, испытывать гравитационные взаимодействия и терять массу (и звезды) с течением времени, но те скопления, которые останутся целыми, сохранят свои общие орбитальные характеристики относительно галактики.

Однако, если галактика поглощает другие галактики, у которых есть свои собственные шаровые скопления, их орбиты должны быть — по крайней мере, в среднем — совершенно другими. Если бы мы могли определить эти различия между разными популяциями шаровых скоплений в нашей собственной галактике, мы могли бы даже определить, являются ли они, в некотором смысле, “коренными” для Млечного Пути, или же они являются результатом поглощения галактики-спутника.

Среди всех “поглощений”, которые имели место, мы до сих пор видим свидетельства одного из самых недавних: каннибализма Млечным Путем карликовой галактики Стрельца. Ядро этой галактики все еще существует, хотя большая часть того, что осталось, растянута в огромные звездные потоки. Важно отметить, что у нее все еще есть ряд шаровых скоплений, которые, должно быть, образовались вместе с ней, а не с нашим Млечным Путем.

Используя симуляции и современные вычислительные методы, исследователи в 2020 году предприняли новаторскую попытку использовать популяцию наших шаровых скоплений для реконструкции истории слияний Млечного Пути. Шаровые скопления формируются и эволюционируют вместе со своими галактиками, приобретая свойства, которые отпечатывают на них историю галактики-хозяина. Когда происходят слияния галактик, шаровые скопления рассеиваются по новой галактике, приобретая орбитальные свойства, которые должны существенно отличаться от шаровых скоплений, образовавшихся в самой главной галактике.

В частности, то, что они обнаружили, было захватывающим: в истории Млечного Пути произошла серия (как минимум) пяти небольших слияний, и эти слияния принесли примерно треть шаровых скоплений, известных в настоящее время в Млечном Пути.

Возвращаясь во времени, произошли следующие события:

Карликовая галактика Стрельца присоединилась к нашей около 7 миллиардов лет назад, принеся с собой как минимум 7 шаровых скоплений.
Около 9 миллиардов лет назад к нам присоединилась галактика Гайя-Энцелад, принеся с собой как минимум 20 шаровых скоплений. Из всех галактик, которые слились с Млечным Путем в прошлом, эта была самой массивной.
Чуть раньше, около 9,3 миллиардов лет назад, к нам присоединилась галактика Секвойя, добавив в Млечный Путь как минимум 3 шаровых скопления.
Чуть более 10 миллиардов лет назад галактика, известная только по своим слабым остаточным звездным потокам — потокам Хельми, — вошла в Млечный Путь, принеся с собой как минимум 5 шаровых скоплений.
Но самое древнее слияние, которое мы можем идентифицировать, произошло с галактикой, которая присоединилась к нам примерно 11 миллиардов лет назад: это Кракен. Она принесла с собой как минимум 13 шаровых скоплений, которые до сих пор присутствуют в нашей галактике.

Хотя галактика Гайя-Энцелад была самой массивной из пяти, тот факт, что она вошла в состав Млечного Пути 9 миллиардов лет назад, означает, что сам Млечный Путь значительно вырос — примерно в 4-5 раз — со времен слияния с Кракеном. По сравнению с размерами растущего Млечного Пути, Кракен, вероятно, был самым крупным слиянием, которое испытала наша галактика, поскольку Кракен, вероятно, содержал 3-4% звезд Млечного Пути и 9-20% его массы на тот момент. Из всех галактик, с которыми мы достоверно слились, ранняя галактика Кракен, вероятно, сыграла наибольшую роль в формировании эволюционной истории нашего космического дома.

В целом, изучение шаровых скоплений Млечного Пути впервые раскрыло историю слияний нашей галактики. Звездные потоки и шаровые скопления, оставшиеся от этих событий, можно связать друг с другом, показывая, какие скопления пришли от какого слияния. Кроме того, все пять идентифицируемых слияний, вместе взятые, вероятно, принесли в галактику около 1 миллиарда солнечных масс в звездах.

Это удивительно информативно и показывает нам, что, хотя слияние древних галактик с Млечным Путем, вероятно, принесло треть наших шаровых скоплений, они добавили всего 1% наших звезд. Самое крупное возможное слияние составляло не более ~20% от массы Млечного Пути на тот момент. И, что самое важное, это дает первый ответ на один из фундаментальных космических вопросов: как вырос наш Млечный Путь?

Хотя слияния, безусловно, происходили и играли роль в формировании и росте нашей галактики, большая часть роста произошла просто в результате постепенного гравитационного накопления вещества. В то время как крупные слияния могли быть ответственны за рост самых массивных наблюдаемых галактик, Млечный Путь преподает нам замечательный урок космической перспективы.

Когда дело касается нашей родной Галактики, то залог успеха – всё делать медленно и верно.