Джеймс Гич - Галактики. Большой путеводитель по Вселенной

Лучшим примером этого подхода могут стать многоволновые изображения нашей Галактики. Все небо нанесено на карту при помощи различных телескопов – от использующих гамма- и рентгеновские лучи очень высоких энергий до УФ-и видимого диапазонов, ближнего, среднего и дальнего инфракрасного и миллиметрового и, наконец, радиодиапазонов. На изображениях неба на любой длине волны преобладает излучение диска и балджа нашей Галактики, и эти карты обычно сориентированы так, чтобы диск горизонтально проходил через центр изображения, проецируясь в то, что мы называем галактическими координатами .

Оптический, или видимый, свет показывает излучение звезд, но по направлению к средней плоскости диска и в центре балджа есть темные пятна, где вид заслоняет межзвездная пыль. Если обратиться к ближнему инфракрасному диапазону (с длинами волн несколько микрон), картина изменится. Мы все еще видим звезды, но на этот раз темных пятен стало меньше: фотоны ближнего инфракрасного диапазона рассеиваются и поглощаются не так легко, как фотоны с оптической длиной волны, что позволяет нам смотреть сквозь межзвездную пыль, как если бы ее там не было. Сейчас мы видим преимущественно свет более старых звезд в Галактике, которые излучают бо́льшую часть своего света в ближней инфракрасной области спектра, причем балдж и диск ярко светятся. Перейдем к дальнему инфракрасному излучению: здесь мы увидим свечение самой межзвездной пыли, снова сконцентрированной в диске и переизлучающей энергию, которую она поглотила от падающего звездного света. Если мы взглянем на очень специфическую радиочастоту – 1,4 ГГц (эквивалентной длине 21-сантиметровой волны), – то обнаружим в Галактике атомарный водород. В этом случае балдж будет не таким заметным, потому что бо́льшая часть радиоизлучения берет свое начало в узкой средней плоскости с атомарным газом в плотном диске Млечного Пути. Если продолжить и просканировать весь электромагнитный спектр, то мы получим полный комплект волн. Все эти разные виды на нашу Галактику представляют собой слои, которые мы можем снять, чтобы понять ее структуру и физику. Мы можем проделывать это как с нашей Галактикой, так и с любой другой. Главное, что мы должны понимать, – любое одноволновое представление о галактике всегда будет неполным, и только объединив данные, мы сможем увидеть полную картину.

Обычно, когда мы просто делаем снимок неба с помощью телескопа, ПЗС или какого-либо другого детектора, мы лишь собираем весь свет, который проходит через какой-то фильтр перед детектором или, в радиоастрономии, диапазон частот, передаваемый приемником, который работает иначе, чем ПЗС. В режиме видимой и ближней инфракрасной длины волны фильтры разделяют оптическую (видимую) часть электромагнитного спектра на сегменты, переходя от синего к красному, – вместе они называются фотометрическими системами . Каждый фильтр ограничивает диапазон частот света, который может попасть в детектор. Самые широкие, то есть охватывающие самый большой диапазон по частоте, – широкополосные фильтры. Изображения далеких галактик, полученные с помощью таких фильтров, предоставляют морфологическую информацию о распределении звездного света: форме галактики (скажем, спиральной или эллиптической), размере балджа по сравнению с диском и т. д. Такие изображения – и есть самая привлекательная сторона астрономии. Но в этом широкополосном свете закодировано намного больше информации. Он может быть разложен подобно белому свету, проходящему через стеклянную призму: цвета, составляющие белый свет, разделяются, потому что монохроматические фотоны преломляются, или изгибаются, слегка различаясь в зависимости от их частоты, то есть цвета. Поэтому когда белый свет проходит через призму, мы и видим радугу цветов – мы рассеяли свет.

Представьте, что вы держите призму и проецируете радугу на экран. Если измерить интенсивность света в каждом из цветов, можно обнаружить, что она увеличивается и падает с каждой определенной отметкой, достигая пика около зеленой/желтой отметки, – это «спектр» нашего Солнца: распределение энергии, испускаемой как функция частоты. Мы можем использовать спектр, чтобы узнать о составе и физике Солнца. Но это всего лишь одна звезда; измеряя спектры целых галактик, мы видим комбинированный свет миллиардов звезд, а также газ между ними.

Чтобы измерить астрономические спектры, мы можем использовать и детекторы ПЗС для записи фотонов, но критически важным здесь становится наличие в аппаратном обеспечении дисперсионного элемента. Он может представлять собой призму или, что сегодня встречается чаще, решетку (по сути это набор узких щелей, расположенных близко друг к другу, которые рассеивают свет за счет дифракции при прохождении волн через решетку) или гризму (объективную призму), то есть комбинацию призмы и дифракционной решетки, которая пропускает свет, не смещая его спектр. Каким бы ни был дисперсионный элемент, его цель – разделение света в соответствии с частотами его компонентов, поэтому белый свет или любой диапазон частот, пропущенный фильтром, становится радугой. Это дорого обходится с точки зрения времени, которое необходимо потратить на проведение наблюдений, ведь, когда мы рассеиваем свет, полная энергия в световом пучке распределяется в соответствии с интенсивностью спектра. Подобно маслу, которое мы размазываем по хлебу, в этом случае свет распределяется по большему количеству ПЗС-пикселей, чем если бы он не проходил через дисперсионный элемент. Поэтому в данном случае, как правило, требуется гораздо более длительная экспозиция для получения спектра, чем при простом фотографировании объекта, где весь свет концентрируется на меньшем количестве пикселей.

Одного наличия чувствительной аппаратуры и больших телескопов недостаточно; географическое расположение этих объектов также имеет большое значение, и, поскольку мы постоянно расширяем границы исследований, астрономы предъявляют все более высокие требования к местам, где можно разместить телескопы. Одно из них – скромная гора Серро-Параналь высотой 2000 м в чилийской пустыне Атакама, расположенная примерно в 120 км к югу и вглубь от северного прибрежного города Антофагасты и почти в 1000 км к северу от Сантьяго. Достаточная высота, исключительно засушливые условия, стабильная атмосфера и удаленность делают эту локацию прекрасным местом для астрономических наблюдений. Из Южного полушария можно увидеть Большое и Малое Магеллановы Облака. Эти две карликовые галактики – мало-массивные, относительно слабые и отнесенные к классу нерегулярных – являются спутниками гораздо бо́льшего Млечного Пути и множества известных созвездий, таких как Южный Крест, которые не видны из Северного полушария. Многие интересные галактики, которые мы хотели бы наблюдать, да и в принципе большая часть неба, видны только из Южного полушария, так же как и некоторые галактики видны только из Северного. Вот почему нам нужны телескопы в обоих полушариях – еще одна проблема для наблюдателей, оказавшихся в ловушке на поверхности маленькой сферы.