Ответы на некоторые из наиболее актуальных вопросов космологии скрыты из-за простой пыли. Речь идёт о Космическом Полдне — периоде времени, который начался примерно через 2 миллиарда лет после Большого взрыва, когда почти все галактики пережили всплеск роста и активное звездообразование.
Галактики формировали звёзды со скоростью в 10–100 раз выше, чем сегодня, и становились более массивными за счёт слияний с другими галактиками. Тёмные гало материи также быстро росли в этот период. Астрономы хотят понять, как галактики растут и развиваются, и Космический Полдень с его высокими темпами звездообразования (SFR) и быстрым ростом является критическим этапом в эволюции галактик.
Особенность радиоволн заключается в том, что они относительно не задерживаются пылью. Их более длинные волны позволяют им проходить через пыль, которая блокирует оптический свет. Это означает, что они могут быть использованы для исследования скрытого пылью Космического Полдня, который частично недоступен для наблюдений в оптическом свете.
Новое исследование проанализировало радиоспектральные энергетические распределения (SED) 160 галактик в период Космического Полдня. Для этого использовались данные с телескопов MeerKAT, Very Large Array и Giant Meterwave Radio Telescope. Они позволили разделить радиоволны на отдельные компоненты и проследить свойства галактик с течением времени.
Исследование опубликовано в The Astrophysical Journal в статье под названием «Радиоспектральное энергетическое распределение и калибровка звездообразования в галактиках MIGHTEE-COSMOS с интенсивным звездообразованием при 1,5 < z < 3,5». Ведущий автор — Фатеmeh Табатабаи, профессор астрономии в Институте фундаментальных исследований в Тегеране, Иран. «Изучение радиоспектрального энергетического распределения (SED) далёких галактик необходимо для понимания их сборки и эволюции в космическом масштабе», — пишут исследователи в своей статье. Всё, что мы знаем о галактиках, основано на наших наблюдениях за светом, который они излучают, включая радиоволны и оптический/видимый свет. Наблюдения в видимом свете показывают, что после Космического Полдня галактики начали гаснуть, то есть их SFR снизилась. Но наше понимание SFR галактики искажено наблюдениями в видимом свете, которые затруднены межзвёздной пылью. Поскольку радиоволны проходят через пыль, радионаблюдения могут дополнить наблюдения в видимом свете, раскрывая невидимые аспекты галактик в Космическом Полдне. «Это побудило нас провести глубокие радионаблюдения нескольких участков неба с помощью южноафриканского радиотелескопа MeerKAT, расположенного в 90 км к северу от города Карнарвон, который является предшественником обсерватории SKA», — сказал соавтор профессор Расс Тейлор в пресс-релизе. Тейлор также является соруководителем международного исследования MIGHTEE. Оно предоставляет одновременную информацию о радиоконтинууме, спектральных линиях и поляризации для изучения SFR в галактиках в космическом масштабе. Оно также исследует магнитные поля галактик в космическом масштабе. «Наши предыдущие многочастотные радионаблюдения близлежащих галактик показали, что радиосигналы от 1 до 10 ГГц являются надёжным инструментом для измерения скорости звездообразования», — сказала ведущий автор Табатабаи. «Исследование MIGHTEE в сочетании с другими радиообзорами позволило нам расширить наши исследования до 160 ранних галактик в Космическом Полдне и за его пределами». «Наш детальный анализ показывает, что радиоспектр этих галактик эволюционирует в зависимости от скорости звездообразования, что может иметь важные последствия для нашего понимания ранних галактик со звездообразованием», — сказал соавтор и исследователь IPM доктор Марьям Хадеми. Одним из измеренных параметров является синхротронный спектральный индекс. Это один из важнейших параметров для понимания космических лучей и магнитных полей галактик. Синхротронное излучение испускается космическими лучами (электронами с высокой энергией), когда они движутся по спирали вдоль магнитных полей. Исследователи обнаружили, что синхротронный спектральный индекс выравнивается с увеличением красного смещения и скорости звездообразования. Выравнивание означает, что было испущено больше электронов с высокой энергией по сравнению с электронами с более низкой энергией. Это указывает на то, что электроны космических лучей были более энергичными в ранней Вселенной, вероятно, из-за более высокой активности звездообразования. Но известно, что космические лучи быстро теряют энергию, чем больше времени они проводят в магнитных полях из-за синхротронного излучения, которое они испускают, находясь в полях. Спектры этих ранних галактик показывают, что эти космические лучи получили больше энергии в галактиках с более высокими темпами звездообразования, где магнитные поля также сильнее. Что стоит за этим расхождением? «Это может произойти, если магнитные поля в этих системах сильно запутаны и турбулентны», — сказала профессор Табатабаи. «Турбулентные магнитные поля помогают космическим лучам ускоряться до более высоких энергий. Затем эти частицы рассеиваются и отделяются от поля». Если это правда, то галактики Космического Полдня должны быть погружены в облака или гало из космических лучей с высокой энергией. Исследователи также обнаружили, что инфракрасная — радиокорреляция (IRRC), косвенный способ измерения SED далёких галактик, остаётся постоянной с красным смещением, несмотря на то, что тот же SED эволюционирует в радиоволнах. Гало из космических лучей с высокой энергией также может объяснить это. Исследование также показывает, что радионаблюдения являются эффективными индикаторами звездообразования при высоких красных смещениях. Это важный вывод, поскольку скоро будут введены в эксплуатацию мощные радиообсерватории, такие как Square Kilometer Array. Он будет составлять карту 1 миллиарда галактик в радиодиапазоне и изучать формирование и эволюцию галактик в древней Вселенной, среди прочего. «Работа, представленная в этой статье, выиграет от предстоящих глубоких и многочастотных обзоров SKA, которые помогут провести более надёжный анализ SED на более полных выборках», — пишут исследователи в заключении своей статьи. Источник