Галактики. Большой путеводитель по Вселенной - Джеймс Гич

Окись углерода (СО) – одна из наиболее распространенных молекул в галактиках после водорода. Этот материал излучается при слабом горении газового огня и стремится к смешению с газообразным водородом, что чрезвычайно полезно. В отличие от молекул водорода, окись углерода испускает излучение при переходе из основного энергетического состояния в возбужденное. В результате энергия имеет форму простого вращения молекул окиси углерода, представляющих собой отдельные атомы углерода и кислорода, связанные вместе. Это вращение может происходить при столкновении молекул окиси углерода с молекулами водорода. Как мы уже говорили, изменения энергии квантовых систем, например молекул, приводят к излучению точно настроенного излучения. На молекулярном уровне даже вращение такой молекулы, как окись углерода, регулируется квантовой механикой: разрешены только определенные типы вращения. Это означает, что окись углерода при вращательном возбуждении испускает излучение с регулярными частотными интервалами. Разные частоты излучения соответствуют разным энергетическим состояниям: самые высокие частоты испускаются молекулами окиси углерода в наиболее высокоэнергичных состояниях, и наоборот. Эти энергетические состояния зависят от плотности и температуры газа.

Два взгляда на одну галактику. Левый снимок представляет собой изображение М83 в ближнем инфракрасном свете, а правый – в видимом свете. Розовые и синие оттенки на изображении в видимом свете указывают на новые звезды и ионизированный газ областей HII, в основном в дисковых и спиральных рукавах галактики. Они невидимы на ближнем инфракрасном изображении, потому что молодые массивные звезды излучают бо́льшую часть своей энергии в ультрафиолетовой и синей частях спектра. И наоборот, более старшее и зрелое звездное население галактики дает много ближнего инфракрасного света, поэтому центральная полоса и балдж более заметны на левом изображении, хотя здесь также можно увидеть скопления гигантских красных звезд, которые связаны с областями звездообразования справа. Мы не видим такого распространения полос пыли на ближнем инфракрасном изображении, потому что эти фотоны могут лучше прорезать межзвездную пыль, чем легкопоглощаемые синие. Такие изображения галактик на разных длинах волн света позволяют нам снять больше слоев, словно в процессе анатомирования, и получить новые знания о многих различных компонентах галактик и связях между ними

Для запуска процесса излучения крайне низкоэнергетических линий окиси углерода требуется плотность газа в несколько сотен частиц на кубический сантиметр и температура на несколько десятков градусов выше абсолютного нуля. В данном контексте газ, который производит эту эмиссию, указывает на объемный резервуар молекулярного топлива. В отличие от линий излучения ионизированного газа, о которых я говорил ранее, рассуждая о видимой части спектра, длина волны излучения окиси углерода составляет около 1 мм между дальним инфракрасным и радиоучастком спектра, поэтому его нельзя наблюдать при помощи обычного оптического телескопа. Вместо этого мы обратимся к радиотелескопам (или, точнее, телескопам, работающим на миллиметровых волнах), оснащенным подходящими детекторами, которые могут обнаруживать фотоны этой длины волны. Обнаружив эмиссию оксида углерода, мы можем измерить общее количество света и преобразовать его в светимость окиси углерода (предполагается, что у нас уже есть некоторое понимание того, как далеко находится излучающий газ). Поскольку газ, выделяющий окись углерода, смешивается с молекулярным водородом таким образом, что чем больше водорода, тем больше окиси углерода, мы можем преобразовать наблюдаемую светимость окиси углерода в массу молекулярного водорода. А это уже, в свою очередь, позволит нам определить, сколько газа доступно для звездообразования в газовом молекулярном облаке или даже в целой галактике.

Традиционно задача наблюдения за галактиками, находящимися далеко за пределами нашей Местной группы, была довольно сложной: технологий, необходимых для обнаружения слабых выбросов окиси углерода в очень далеких галактиках (кроме самых экстремальных ярких галактик, таких как квазары), попросту не было. Однако ситуация меняется прямо у нас на глазах в результате разработки нового телескопа, или, точнее, комплекса телескопов «Атакамская большая [антенная] решетка миллиметрового диапазона» (англ. Atacama Large Millimeter Array, ALMA).

ALMA – комплекс из 66 антенн (54 антенн диаметром 12 м и 12 антенн диаметром 7 м), объединенных в единый астрономический радиоинтерферометр и расположенных на большой площади в высокогорной чилийской пустыне Атакама на плато Чайнантор на высоте около 5 км. Это международный проект, крупнейшие участники которого – США, Япония и страны Европы. Волшебство, сокрытое в таком количестве телескопов ALMA, заключается в том, что они могут быть связаны электронно, чтобы действовать как один очень большой телескоп, который использует область сбора света всех тарелок и получает очень высокое пространственное разрешение. Такая методика и называется интерферометрией. ALMA невероятно чувствителен в субмиллиметровом и миллиметровом диапазонах и, как только достигнет полной рабочей мощности, сможет обнаруживать молекулярный газ в таких же галактиках, как и Млечный Путь, но видимых ближе к началу космического времени. ALMA – удивительный прорыв в этой области астрономии, открывший новую эру исследования галактик, которая гарантирует нам захватывающие открытия на несколько десятилетий вперед.

Мы говорили о молекулярном газе – строительном материале звезд, – но важно также рассмотреть и другой основной газообразный компонент галактик – нейтральный (то есть не электрически заряженный) атомарный водород HI, который предшествует молекулярной фазе. Этот газ состоит из отдельных атомов водорода, а не его молекул. В отличие от молекулярного водорода атомный компонент более рассеянный и не ограничен плотными компактными облаками, захваченными в диске. Атомарный водород невероятно полезен в качестве индикатора внешних краев дисковых галактик, где плотность – и, следовательно, яркость – звезд начинает уменьшаться. Атомарный водород легко обнаружить, потому что это сильный излучатель радиоволн. Заметьте, что это не какой-то старый вид радиоволн – в остальном диапазоне газ излучает свет с частотой точно 1,4 ГГц, что эквивалентно длине волны 21 см. Как и эмиссия окиси углерода газомолекулярными облаками и те линии эмиссии ионизированного газа вокруг областей звездообразования, эмиссия атомарного водорода с длиной волны в 21 см также является линией эмиссии. Однако теперь физика излучения немного отличается. Это требует объяснения, потому что хорошо иллюстрирует две важные вещи: первая – смехотворность чисел, которыми оперируют в астрофизике, и вторая – еще одна хорошая связь между ней и квантовой механикой.

Комплекс ALMA и Магеллановы Облака, которые выглядят на небе как два расплывчатых пятна света. Магеллановы Облака – это две карликовые галактики – спутники Млечного Пути. У большинства крупных галактик есть подобные спутники; прогнозирование их количества и распределения – одна из актуальных проблем при создании моделей формирования галактик

Атомы водорода состоят из протона и электрона. В квантовой механике эти частицы обладают таким свойством, как спин, которое на самом деле не имеет аналога в классической физике, но немного похоже на квантовый момент импульса. В любом