Марат Мусин

University of Missouri

Новые, субмиллиметровые, решетчатые

Ученые из Даремского университета недавно получили изображения 52 галактик в субмиллиметровом диапазоне — одном из самых сложных для наблюдений участков электромагнитного спектра. Сделать это удалось с помощью телескопов недавно построенной обсерватории ALMA (Атакамской Большой Миллиметровой/субмиллиметровой Решетки). Казалось бы, человечеству и так известно огромное число галактик, отдельные из них сняты в очень высоком разрешении, что меняют снимки очередных 52 штук? На самом деле довольно много. Но чтобы понять что именно, придется разобраться с тем, как вообще астрономы видят небо.

Вплоть до конца XIX века люди видели небо только так, как им позволяло зрение, — то есть в исключительно узкой области электромагнитного спектра, которую мы называем видимым светом. Первые вылазки за пределы возможностей человеческих органов чувств удалось сделать только в 1930-х усилиями пионеров радиоастрономии Карла Янского и Гроута Ребера. Телескопы, работающие в радиодиапазоне, до сих пор дают наиболее точное позиционирование объектов в космосе и прекрасно подходят для изучения компактных объектов, например, черных дыр. 

В середине XX века наметился быстрый прогресс в покрытии ранее не исследованных участков спектра: появились первые инфракрасные (ИК) телескопы и обсерватории, работающие в жесткой части спектра: рентгеновской и гамма. Но разрешающая способность и тех и других до сих пор невелика — там, где оптические телескопы видят десятки галактик, ИК или гамма-телескоп показывает одно большое нечеткое пятно. Дело в том, что создать чувствительную матрицу для работы в оптическом диапазоне оказалось намного легче технологически, чем в других частях спектра (и камера в вашем телефоне тому подтверждение). Кроме того, атмосфера Земли по-разному пропускает сигналы разных длин волн, часто искажая или рассеивая сигнал. Поэтому ИК-телескопы необходимо ставить там, где мало воздуха и почти нет влажности: в горах, на Южном полюсе, а лучше — запускать в космос. Это автоматически сказывается на стоимости прибора и накладывает ограничения на размеры телескопов. К примеру, диаметр главного зеркала орбитального ИК-телескопа WISE составляет всего 40 сантиметров, — несерьезная цифра для наземных приборов.

По мере расширения доступного спектрального диапазона и увеличения разрешающей способности телескопов ученые открывали целые классы новых галактик, которые названы не по своей форме, как это было в самом начале (эллиптические, спиральные, неправильные), и не по характерным особенностям (например star burst galaxies — галактики со взрывным звездообразованием), а по тому участку спектра, где они были обнаружены. Такие как ULIRG, сверхъяркие инфракрасные галактики, или SMG, субмиллиметровые галактики, открытые лишь в 1997 году. Субмиллиметровые галактики — значит такие, что были открыты при наблюдениях на длинах волн от сотен микрон до одного миллиметра. Как далеко от нас эти галактики, каковы их свойства, отдельный ли это класс галактик или их можно встроить в существующую классификацию — над этими вопросами сейчас активно работают астрофизики.

Галактика может быть яркой в субмиллиметровом диапазоне по нескольким причинам. Например, она может быть обычной галактикой, похожей на наш Млечный Путь, но быть от нас настолько далеко, что по закону смещения Допплера, в связи с расширением Вселенной, все ее цвета сдвинуты в область длинных волн. Вторая причина — это наличие газа и пыли. Дело в том, что свет способен проходить сквозь какую-либо среду, только если размеры ее частиц меньше длины волны света. Фотоны оптического, рентгеновского и гамма-излучения имеют высокую энергию, а значит короткую длину волны. Такие фотоны эффективно поглощаются пылью. Из-за пыли даже очень яркие галактики, в которых горят звезды в сотни раз массивнее Солнца могут быть нам не видны — их видимый свет слишком слаб даже для лучших оптических телескопов.

Но, к счастью, по закону сохранения энергии поглощенное пылью излучение никуда не может «пропасть». Пыль, захватившая, например, рентгеновские фотоны, разогревается, и, чтобы оставаться в термодинамическом равновесии, должна избавляться от лишнего тепла — так она и поступает, излучая в инфракрасном диапазоне. Добавим к этому собственное ИК излучение от звезд, свободно прошедшее сквозь пыль и получим очень яркий источник, который должен обнаружить инфракрасный или субмиллиметровый телескопы.

Существующие теории предполагают, что такие (то есть имеющие субмиллиметровую природу из-за действия пыли) галактики — это молодые, очень активные скопления звезд, которые, возможно, являются предками современных эллиптических галактик. Сопоставляя данные первых ИК и субмиллиметровых наблюдений, астрофизики не раз попытались определить свойства этих загадочных галактик — по всему выходило, что это очень далекие галактики, в которых каждый год рождается несколько тысяч звезд. Это умопомрачительно много — в нашей галактике, для сравнения, в среднем рождается только одна звезда в год.


В новой статье Джеймса Симпсона из Даремского университета в Англии приводятся результаты наблюдения за тридцатью яркими источниками, сделанные на свежепостроенной радио- и субмиллиметровой обсерватории ALMA. Впервые эти объекты были найдены сумбмиллиметровым детектром предыдущего поколения SCUBA-2, установленном на телескопе Джеймса Кларка Максвелла. Угловое разрешение этого прибора - более 20 секунд дуги, что непозволительно много для таких далеких галактик, поэтому исследовать их толком до сих пор не удавалось.

Группа Симпсона обнаружила, что большинство из этих 30 ярких источников — не одна, а сразу несколько галактик. Скорее всего гравитационно-связанных друг с другом, а вполне возможно и находящихся в процессе столкновения. В ряде случаев галактику-компаньон обнаружить не удалось, но это объяснимо, если они слишком тусклые и их светимость ниже чувствительности ALMA. После получения изображений и их обработки группа смогла приступить к интерпретации полученных данных.

Во-первых, наличие сталкивающихся галактик в таких экстремальных по уровню звездообразования объектах — увесистый булыжник на чашу весов тех ученых, чьи модели эволюции галактик требовали большого количества столкновений и взаимодействий между соседями с тем, чтобы такие гравитационные возмущения порождали новые волны звездообразования в ранней Вселенной.

Во-вторых, авторам удалось существенно снизить оценки темпа звездообразования — если рождающиеся звезды разделить между всеми компонентами, то получаются вполне реальные (хотя все еще очень большие) цифры: несколько сотен новых звезд в год на квадратный килопарсек пространства.


Принцип радиоинтерферометрии - сигнал на левую тарелку придёт позже и по этому запаздыванию можно очень точно определить координаты источника

Иллюстрация: Гурштейн А.А. «Извечные тайны неба»

В заключении Симпсон отдельно отмечает, что ни для одной галактики еще нет спектроскопических измерений, а значит нельзя точно определить расстояние до них (а также и расстояние между самими галактиками — вдруг они просто оказались рядом на линии зрения, в то время как физически между ними огромные расстояния?) Дело в том, что свет от галактики, собираемый в точку фокусирующей линзой, при спектроскопии «размазывается» по всей длине матрицы, и если мы и так с трудом можем обнаружить галактику в телескоп, то ее интенсивность будет тем более мала для спектральных исследований. С этим приходится мириться.

Чем там уникален телескоп ALMA?

У любого телескопа есть два важнейших параметра - это угловое разрешение, то есть насколько близко друг к другу могут находиться два объекта, чтобы наблюдатель всё ещё видел их по-отдельности, а не как одно яркое пятно, и площадь главного зеркала, которая определяет, какой поток фотонов попадёт на телескоп, а значит, насколько тусклый объект можно разглядеть. Если разобрать зеркало телескопа на несколько компонентов и разнести их на несколько сотен метров, то общая площадь (и светособирающая способность) останется неизменной, а вот угловое разрешение повысится очень существенно. Правда тут возникают большие проблемы при обработке сигнала, который надо свести воедино от нескольких разных источников. Поэтому такие разнесённые системы (то есть работающие по принципу интерферометрии) применяются пока только в радиодиапазоне и начинают использоваться в субмиллиметровом - это и есть телескоп ALMA. Принцип радиоинтерферометрии (его же использует, например, наш Радиоастрон), позволяет получить невероятное угловое разрешение - меньше одной секунды дуги. Для сравнения, Международная космическая станция с Земли имеет видимый размер 1 минуту дуги, то есть 60 секунд дуги. С полной площадью у ALMA тоже всё в порядке - 66 телескопов имеют диаметр главной антенны от 7 до 11 метров. Именно поэтому ALMA, в которой телескопы можно собирать в гигантский детектор размерами от 150 метров до 14 километров - это настоящий прорыв. Телескоп ещё не до конца построен, но даже те данные, которые легли в основу статьи (в наблюдениях участвовали 32 телескопа) уже дали результаты непревзойдённой точности.

Продолжающиеся наблюдения за субмиллиметровыми галактиками, еще недавно еле различимыми первым поколением субмиллиметровых обсерваторий, наконец-то начинают принимать отчетливые формы как в окулярах телескопов, так и в теоретических построениях астрофизиков, занимающихся эволюцией галактик. Надо заметить, что данные радио- и субмиллиметрового диапазонов очень трудны в обработке, поэтому участки неба, исследованные в этой статье, на самом деле были сняты аж в 2013 году на первых стадиях работы телескопа ALMA. Сейчас, по мере ввода в строй новых компонентов этого супер-телескопа, уже копится намного более значительная статистика наблюдений за субмиллиметровыми галактиками. С нетерпением ждем новых статей!


Ранее в этом блоге

Нашли опечатку? Выделите фрагмент и нажмите Ctrl+Enter.