Коли James Webb Space Telescope почав працювати, він майже одразу натрапив на проблему. На червоних зсувах вище 10 — тобто коли Всесвіту було менше півмільярда років — телескоп знаходив яскраві галактики у набагато більшій кількості, ніж передбачали стандартні моделі формування галактик. Три роки потому ця головоломка залишається невирішеною, а список можливих пояснень встиг розрости: ефективніше перетворення газу на зорі, сильні коливання яскравості, незвично масивні зорі, менше пилу на шляху світла. Нова робота групи з Університету Мак-Гілла пропонує зовсім інший підхід — космічні струни.
Що показує підрахунок галактик
У центрі проблеми — так звана УФ-функція світності (UVLF), просте, але дуже інформативне вимірювання: скільки галактик певної яскравості існувало в певний момент історії Всесвіту. Космічний телескоп Hubble свого часу побудував цю функцію до червоного зсуву приблизно 10. James Webb розширив межу до червоного зсуву 17 і на найранніших епохах знайшов яскравих галактик значно більше, ніж очікувалося в рамках моделі ΛCDM зі стандартною астрофізикою зореутворення.
Складність будь-якого космологічного пояснення в тому, що воно мусить "влучити в дуже вузьке вікно". Якщо просто підсилити ріст структур настільки, щоб пояснити надлишок галактик на червоному зсуві 17, той самий ефект зазвичай підсилить і ріст структур на червоному зсуві 6 — а там Hubble вже вимірював функцію світності і нічого незвичного не знайшов. Попередні дослідження вже показували: посилення спектра потужності речовини достатньою мірою, щоб узгодитися з James Webb, ламає узгодженість з Hubble. Пояснення мусить діяти рано і "зникати" пізніше.
Чому саме струни
Космічні струни — одновимірні топологічні дефекти, свого роду тріщини, замерзлі в структурі простору-часу під час фазового переходу в ранньому Всесвіті. Багато великих об'єднаних теорій передбачають їхнє існування. Мережа таких струн переважно складається із замкнених петель, кожна з характерною енергією на одиницю довжини — так званим натягом струни Gμ, який визначає, наскільки сильно струна гравітаційно взаємодіє з речовиною. Найжорсткіші попередні обмеження на цю величину походили з реліктового випромінювання і давали межу приблизно Gμ < 10⁻⁷.
Ключова особливість струн — форма їхнього впливу на протязі космічного часу. Петля струни може притягувати матерію і формувати гало темної матерії практично на будь-якому етапі, навіть у надзвичайно ранні епохи. У стандартній моделі ΛCDM масивні гало на дуже ранніх етапах експоненційно пригнічені — у Всесвіту просто не було часу їх сформувати. Тому струни дають найбільший відносний внесок саме там, де James Webb бачить надлишок. З плином часу, коли звичайне формування структур наздоганяє, вклад струн стає дедалі меншою часткою загальної картини і зникає до тих епох, які досліджував Hubble.
Як перевіряли гіпотезу
Щоб перевірити ідею, авторам потрібно було прораховувати УФ-функції світності для широкого діапазону астрофізичних і космологічних припущень — а це зазвичай робиться гідродинамічними симуляціями, які надто повільні для тисяч прогонів. Замість цього дослідники вбудували фізику космічних струн у Zeus21 — напіваналітичний код, здатний обчислити прогнозовану функцію світності за мілісекунди. Це дозволило швидко дослідити, скільки з надлишку галактик можна пояснити струнами, а скільки — ефективнішим зореутворенням, і чи можна взагалі відрізнити ці два сценарії.
Результат: модель зі струнами узгоджується з вимірюваннями УФ-функції світності від червоного зсуву 4 до 17 без потреби в різкому стрибку ефективності зореутворення чи екстремальній стохастичності — саме тих інгредієнтів, на які спираються більшість астрофізичних пояснень. На епохах, які досліджував Hubble, додавання струн практично нічого не змінює, і дані добре описуються навіть без них. На епохах James Webb моделі розходяться: на червоному зсуві 9 різниця між варіантами зі струнами і без них ледь помітна, але вже на 12, 14 і 17 модель без струн відстає від спостережуваної кількості яскравих галактик на порядки, тоді як модель зі струнами продовжує відповідати даним.
Ефект зростає з червоним зсувом саме так, як цього вимагає аргумент
Новий ліміт і що далі
Оскільки УФ-функції світності виявилися настільки чутливими до присутності струн, відсутність будь-якого "слідового" сигналу на низьких червоних зсувах дозволила встановити новий верхній ліміт на натяг струни: Gμ ≲ 10⁻⁸, приблизно на порядок жорсткіший за попередні обмеження з реліктового випромінювання. Автори застерігають: цей ліміт залежить від вибраної моделі та припущень, зокрема від того, як параметризувати зореутворення — це саме по собі є своєрідним припущенням. Найбільша невизначеність пов'язана не зі струнами, а з тим, наскільки погано наразі відома ефективність зореутворення ранніх галактик, особливо тих, що спостерігав James Webb. Врахування швидкостей петель струн у додатку до статті дещо послаблює обмеження, але воно все одно залишається жорсткішим за те, що дає супутник Planck.
Головна проблема — виродженість (degeneracy): підсилення кількості масивних гало виглядає дуже схожим на просто ефективніше зореутворення. Розрізнити ці два сценарії може допомогти вивчення кластеризації галактик: галактики, що утворилися у більш масивних гало, кластеризуються сильніше за ті, що утворилися в менших. Якщо космічні струни справді формують додаткові масивні гало на ранніх етапах, це має лишити характерний слід у просторовому розподілі галактик. Вимірювання такої кластеризації на червоних зсувах до 10 і вище вже стають можливими.
Автори наголошують: цінність цього результату не в тому, що галактики мусять поводитися дивно. У більшості астрофізичних пояснень ранні галактики мусять відрізнятися від пізніших — спалювати газ швидше, мерехтіти інтенсивніше, формувати інші типи зір. У сценарії з космічними струнами галактики поводяться однаково впродовж усієї історії Всесвіту, просто на ранніх етапах для них є трохи більше місць, де вони можуть виникнути. Чи саме так усе відбувалося насправді, покажуть точніші вимірювання зореутворення в ранньому Всесвіті та кластеризації галактик — і ці дані вже на підході.
