Галактики. Большой путеводитель по Вселенной - Джеймс Гич

большие чувствительные съемки неба с помощью различных инструментов стало гораздо легче. Наблюдения полезны не только для определения местоположения галактик во Вселенной, которое, как мы видели, далеко не случайно, но и для накопления больших подборок галактик с различными свойствами, живущих, что наиболее важно, в различные эпохи истории Вселенной – последнее благодаря тому, что свету нужно так много времени, чтобы пересечь космические расстояния. Если всмотреться в глубину Вселенной, то есть в слабое сияние, можно увидеть свет, излученный первыми галактиками вскоре после Большого взрыва. Именно таким образом мы можем исследовать, как основные свойства галактик, такие как звездная масса, форма, химический состав и пр., эволюционируют с течением времени.

Возможно, самым успешным исследованием галактики на сегодняшний день является SDSS – проект, который был запущен в 2000 году. С относительно небольшим 2,5-метровым телескопом, расположенным в обсерватории Апачи-Пойнт в штате Нью-Мексико, SDSS провел прошлое десятилетие в наблюдении за четвертью всего неба и создал, пожалуй, лучшую карту локальной Вселенной, которая у нас есть. SDSS располагает большой 120-мегапиксельной ПЗС-камерой, которая позволяет сделать снимок 1,5 квадратных градусов неба, что довольно много: если помните, размер полной Луны на небе составляет 0,5 градуса в поперечнике. Такое широкое поле зрения позволяет телескопу быстро наращивать зону съемки; на самом деле его техника визуализации несколько отличается от большинства телескопов. Вместо того чтобы нацеливаться на определенную позицию и снимать экспозицию, SDSS использует «дрейфовое сканирование», которое учитывает фактор «дрейфования» звезд при вращении Земли. Если вы поместите телескоп на землю, направив его вверх, то в течение ночи вы сможете отснять полосу неба, которую создаст вращение Земли. Таким образом, SDSS изображает небо в виде серии полос. Одно из преимуществ дрейфового сканирования для работы с большими съемками – точность при астрометрической калибровке (то есть то, насколько хорошо мы можем преобразовывать положения пикселей на результирующем изображении в фактические положения источников на небе). SDSS проводит относительно «мелкую» съемку: для изображения такой большой области неба невозможно получить длинные выдержки, позволяющие исследовать очень слабые потоки галактики, как это происходит, скажем, у «Сверхглубокого поля “Хаббла”», который стал специальным проектом по наблюдению за небольшим регионом космоса с большой выдержкой и показал чрезвычайно далекие галактики. По сравнению с этим проектом, большинство галактик, обнаруженных SDSS, сравнительно локальны. С другой стороны, истинный масштаб наблюдений в этом проекте означает, что космический объем, измеряемый SDSS, огромен, и это действительно полезное знание.

Разноцветный вид

SDSS создает изображения посредством пяти различных цветных фильтров, которые охватывают весь спектр видимого света, – от синего до красного: u, g, r, i и z. Это пример широкополосных фильтров, предназначенных для пропускания света только в определенном диапазоне длин волн. Иметь такие разные фильтры очень важно: как мы видели ранее, галактики могут обладать спектрами различной формы. Эти спектры, напомню, соответствуют количеству энергии, излучаемой на разных длинах волн. Например, некоторые галактики излучают больше синего света, и это становится очевидно на изображении, полученном с помощью фильтров полосы u или g, так как они «отбирают» синюю часть спектра галактики: в них она будет выглядеть ярче, чем, скажем, в фильтрах группы z.

Если кратко, разные галактики могут выглядеть по-разному при изучении через фильтры разных длин волн. Галактика, которая выглядит ярче в полосе r по сравнению с полосой g, называется «красной». И наоборот, галактика, которая ярче в полосе g и слабее в r, называется «синей». Это использование галактических цветов представляет собой очень простую систему классификации. Как правило, в «синих» галактиках происходит активное звездообразование, потому что в синем свете преобладает излучение недавно образованных массивных звезд, ярких на УФ– и синей длинах волн. Как только звездообразование прекращается, голубые звезды отмирают, а старые, зрелые звезды доминируют в спектре, приводя к «покраснению» галактики. Красные галактики часто называют пассивными, или «красными и мертвыми», но нужно помнить, что и здесь есть подвох: пыльные галактики, в которых идет активный процесс звездообразования, также могут казаться «красными» и пассивными. Кроме того, более отдаленные галактики тоже кажутся более «красными», поскольку их свет смещается в красную сторону на более длинные волны; поэтому мы должны вносить поправки при сравнении широкополосных цветов галактик с различными красными смещениями, даже если они имеют одинаковый тип (скажем, если мы рассматриваем две спиральные галактики).

Сравнение количества света, поступающего от каждой из полос – u, g, r, i и z, – также может быть использовано для оценки красного смещения галактики, ведь то, что мы эффективно делаем, есть измерение грубого спектра – не настолько детального, как того можно было бы добиться с помощью спектроскопии, но вполне достаточного для получения общей формы. В случае с этими пятью полосами в SDSS мы имеем на выходе измерение среднего количества энергии, излучаемой галактикой на длинах волн, определяемых каждым из этих проходов полосы фильтра. У нас есть общая форма «континуума» спектра, но нет мелких деталей, например эмиссионных линий. Сравнивая относительные потоки в каждой из этих полос с ожидаемой для шаблона, или модели, спектра, мы можем оценить такие параметры, как тип звездного населения (старое оно в среднем или молодое), общая масса звезд и, что важно, красное смещение галактики. Эти «фотометрические» красные смещения значительно уступают в точности тем, что измеряются с помощью спектроскопии, но они все же чрезвычайно ценны, поскольку на них требуется меньше времени наблюдения, чем на исследования с получением спектра. Почему так? При измерении спектра галактики мы в некотором смысле разбавляем или размазываем количество энергии, попадающее на данный пиксель в нашем детекторе, потому что мы рассеиваем свет, разделяя его на его частотные компоненты, чтобы создать условия для его подробного исследования. Это связано со значительными затратами на увеличение времени экспозиции по сравнению с простым двумерным изображением той же самой галактики с использованием набора широкополосных фильтров, которые пропускают много фотонов, очень быстро выстраивая сигнал в детекторе.

Несмотря на длительность спектроскопии по сравнению с визуализацией, она незаменима при большом исследовании, таком как SDSS, так что были разработаны методы, позволяющие сделать сбор спектров очень эффективным. В дополнение к компоненту формирования изображений, который на данный момент каталогизировал более полумиллиарда объектов, для SDSS был изготовлен также спектроскопический механизм, использующий мультиобъектный спектрограф. Он получает спектры, помещая оптическое волокно на пути света, идущего из галактики, и может измерять спектры сразу множества галактик. На практике SDSS сначала отображает участок неба, чтобы определить цели для измерения спектров, так как нужно заранее знать, куда поместить волокно. После того, как цели выбраны, в фокальной плоскости можно разместить алюминиевый лист или пластину с просверленными отверстиями