Насколько яркой может быть галактика, если считать честно, а не подгонять модель под фотометрию

Международная группа астрофизиков под руководством Кристофера Ловелла из Кембриджского университета, с соавторами из Портсмута, Торонто и Кардиффа предложили новый способ проверять самые яркие и самые далекие кандидаты в галактики, опираясь напрямую на наблюдаемый поток света, а не на массы, восстановленные обратным моделированием, и выяснили, что главный источник неопределенности в таких предсказаниях — выбор формы истории звездообразования, а не космология. Статья подготовлена к публикации в Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS).

Когда телескоп «Джеймс Уэбб» начал находить в ранней Вселенной галактики ярче, чем ждали, многим показалось, что привычная картина мироздания трещит по швам. Сначала говорили, что некоторые объекты на красных смещениях выше десяти настолько массивны и светят так сильно, что не «влезают» ни в модели рождения галактик, ни в стандартную космологию. Потом часть самых громких кандидатов проверили спектроскопом, и они оказались объектами гораздо ближе — пыльными галактиками, коричневыми карликами или активными ядрами. Но осадок остался. Каждый такой спор упирался в цепочку допущений, которые связывают увиденный свет с массой темного гало. Именно эту цепочку авторы новой работы и решили перевернуть.

Обычный путь анализа — обратный. По фотометрии подбирают спектр галактики и из него вытаскивают звездную массу, темп звездообразования и красное смещение. Беда в том, что подгонок много, они опираются на шаблоны, откалиброванные на близких галактиках, и разные разумные наборы допущений на одной и той же фотометрии дают массы, различающиеся в десять раз. В итоге заявление о том, что галактика «не влезает» в модель, часто оказывается в немалой степени заявлением о том, как именно мы подгоняли спектр, а не о самой Вселенной.

Авторы пошли другим путем, прямым. Они взяли математику экстремальных значений, которая описывает рекордно большие величины в случайной выборке, и применили ее к тому, сколько во Вселенной гало разной массы. Если известно, сколько гало каждой массы в заданном объеме, можно посчитать, насколько вероятно, что самое массивное гало в этом объеме будет таким-то. Дальше это гало переводится в звездную массу: сколько барионов в нем есть и какая их доля стала звездами. А звездная масса переводится в поток света в конкретном фильтре. В итоге получается не одно число, а целое распределение: середина, коридоры в один, два и три сигма, а еще жесткий потолок на случай, если все барионы гало превратились в звезды.

Главная техническая новость это пакет Synthesizer, модульная среда для прямого расчета спектров галактик. Он позволяет по отдельности менять историю звездообразования, модель звездных населений, начальную функцию масс и учет излучения ионизированного газа, а потом смотреть, насколько каждый из этих ингредиентов сдвигает предсказанный поток. Именно возможность разложить неопределенность по полочкам и составляет главную ценность работы.

Результат оказался отрезвляющим. Когда авторы по очереди меняли по одному допущению и смотрели, насколько сдвигается предсказанная яркость, выяснилось, что почти все решает выбор формы истории звездообразования, то есть той кривой, которая описывает, как галактика набирала массу со временем (до девяти раз). Все остальное влияет заметно слабее: модель звездных населений сдвигает предсказание не более чем в полтора раза, начальная функция масс — не более чем в два раза, учет излучения ионизированного газа — примерно в два раза, а металличность — примерно в два раза. Вместе они дают меньше, чем один выбор истории звездообразования. Иными словами, спор о том, все ли в порядке с нашей космологией, часто упирается не в саму Вселенную, а в то, какую кривую роста галактики мы нарисовали.

Сравнение с реальными кандидатами показало любопытную картину. Яркие объекты на красных смещениях выше 9 из обзора COSMOS-Web жмутся к середине предсказания для своей площади и лежат как минимум в 10 раз ниже предела в три сигма. Но запас до этого предела сравним с разбросом из-за выбора истории звездообразования. При самой мягкой форме самый яркий кандидат дотягивается до границы трех сигма. Два объекта, подтвержденных на красном смещении около 14, оказались совершенно заурядными с точки зрения статистики экстремумов, они лежат практически на середине предсказания. А вот фотометрические кандидаты на красных смещениях выше 16 доходят до четырех сигма, а самый яркий из них упирается в потолок, который получается, если все барионы гало превратить в звезды.

Авторы не спешат объявлять это крахом стандартной картины. Их логика такая: предсказание ограничивает поток гораздо жестче, чем фотометрия ограничивает красное смещение. Поэтому отклонение на четыре сигма гораздо естественнее объяснить ошибкой в определении красного смещения, чем новой физикой. Спектроскопия уже не раз отправляла самых экстремальных фотометрических кандидатов на меньшие расстояния, так что сценарий не выдуманный.

Смысл всей затеи в том, что теперь экстремальные кандидаты можно оценивать прямо в плоскости «поток — красное смещение», не проходя через обратный подбор модели для каждого отдельного объекта. Допущения при этом никуда не исчезают, но они становятся явными, и их вклад можно измерить по отдельности. Это не отменяет вопрос о том, все ли в порядке с нашей картиной ранней Вселенной, но переводит его из области громких заявлений в область учета погрешностей.

В итоге ученые показали, что статистика экстремальных значений вместе с прямым расчетом излучения галактик дает полное распределение яркости самой яркой галактики в заданном обзоре и на заданном красном смещении. И что главная неопределенность этого предсказания — выбор формы истории звездообразования, а не космологические параметры. Объекты, подтвержденные спектроскопом, укладываются в предсказание. Самые экстремальные фотометрические кандидаты выходят за три сигма, но этот выход проще объяснить ошибками красных смещений, чем новой физикой, поскольку поток предсказывается гораздо точнее, чем фотометрия определяет расстояние.