Замедление звездообразования при сохранном газовом резервуаре
Это рассогласование, зафиксированное в работе, опубликованной 1 сентября в Nature Astronomy, указывает на то, что дефицит «топлива» сам по себе не объясняет наблюдаемый спад.
Метод измерения
Источником данных стали радиотелескоп FAST с эффективной апертурой 500 м и оптический спектроскопический обзор DESI. Совместная обработка охватила около 2,5 миллионов галактик на площади, составляющей почти треть небесной сферы. Сигнал 21-сантиметровой линии нейтрального водорода — единственный прямой канал регистрации HI в межзвёздной среде — для каждой отдельной галактики лежит ниже порога детектирования. Авторы применили спектральное накопление по красным смещениям: слабые линии совмещались и складывались когерентно, шум при этом усреднялся. В результате средний профиль HI удалось извлечь из шума с погрешностью, недостижимой для единичных наблюдений.
Где именно замедлился процесс
Атомарный водород — не конечное сырьё для звезды. Для коллапса в молекулярное облако и последующего формирования светила требуется переход HI → H₂. Именно на этой стадии, по данным исследования, и возникло узкое горлышко: при почти неизменном запасе атомарного газа доля, конвертируемая в молекулярный, за 4,5 млрд лет сократилась пропорционально падению темпа звездообразования. Механизм связывают с постепенным снижением эффективности охлаждения, сжатия и экранирования газа от ультрафиолета в дисках галактик.
Что это меняет
Полученная кривая эволюции HI исключает модели, в которых спад звездообразования списывается исключительно на истощение холодного газа. Масса нейтрального водорода по-прежнему достаточна — вопрос в регуляторных процессах на масштабе звёздных ядер и молекулярных облаков. Дальнейшее уточнение потребует прямого картографирования H₂ на тех же красных смещениях, что пока ограничено чувствительностью существующих миллиметровых обзоров.