Галактики. Большой путеводитель по Вселенной - Джеймс Гич

многие другие телескопы, он размещается в куполе, защищающем сам телескоп, вспомогательную инфраструктуру (компьютеры, электронику, криогенное оборудование и прочие инструменты) и комнату управления. Купол оберегает все содержимое от внешнего мира, что особенно важно на вершине Мауна-Кеа, где окружающая среда может быть очень суровой – с минусовыми температурами и бурными ветрами, продувающими все на этой горе. У купола есть отверстие, которое позволяет тарелке видеть небо, а вращение позволяет обозревать разные части небесной сферы. Когда купол открывается, между тарелкой и небом остается последний физический барьер – самый большой в мире кусок GoreTex. Это еще один защитный слой, и так вышло, что для субмиллиметровых фотонов он на 97 % прозрачнее, чем стекло. Если бы наши глаза были чувствительны к субмиллиметровым фотонам, то этот серый непрозрачный лист был бы похож на стекло.

Сейчас SCUBA-2 – относительно новый инструмент, позволяющий нам проводить невероятные научные эксперименты. Благодаря его размерам и мощным сверхчувствительным детекторам регистрация субмиллиметровых фотонов стала более эффективной. Его камера намного больше, чем у его предшественника; это значительно упрощает создание больших карт неба, что важно для исследовательских работ. К сожалению, астрономические фотоны из далеких галактик, которые мы пытаемся обнаружить, исчезают в глубоком и бурном море окружающего излучения, такого как излучение атмосферы и даже тепловое излучение самого телескопа – это доминирующие сигналы, которые видит камера. Любой астрономический сигнал – лишь крошечный проблеск на этом фоне, поэтому прежде чем мы сможем создать научное изображение, нужно исключить эти загрязняющие компоненты. К счастью, у нас есть прекрасное программное обеспечение для такой работы, так что и доминирующие сигналы можно эффективно смоделировать и удалить, отфильтровав данные, которые записывает каждый болометр, когда SCUBA-2 сканирует небо. Но почему мы наблюдаем эти субмиллиметровые фотоны, а не какую-то другую длину волны?

Это изображение галактики Андромеды на длинноволновой части инфракрасной области спектра, полученное космической обсерваторией «Гершель». Излучение в дальнем инфракрасном диапазоне отслеживает холодную пыль, которая в галактиках, подобных M31, концентрируется в спиральных рукавах, что наглядно показано на этой иллюстрации. Пятна, где излучение ярче, указывают на расположение плотных областей звездообразования: там ярко светится пыль, покрывающая газовые облака, в которых образуются новые звезды

Проект «Широкоугольный инфракрасный обзорный исследователь» (WISE)

Мы видели, как галактики могут активно формировать новые звезды, и обратили внимание, что эта активность наблюдается на ультрафиолетовой и видимой длинах волн – прямом излучении самих новых массивных звезд, а также через линии эмиссии, испускаемые ионизированным газом, находящимся вокруг этих звезд. Поток, который мы измеряем, скажем, в УФ-полосе, может быть преобразован в скорость звездообразования галактики, потому что мы знаем количество УФ-фотонов, испускаемых этими молодыми звездами. Аналогично общее количество, например, H-альфа-фотонов, излучаемых ионизированным газом в сопутствующих областях HII, напрямую связано с количеством УФ-фотонов, излучаемых вновь образованными звездами. Но мы также видели, как межзвездная пыль может блокировать этот свет, снижая точность наших оценок скорости звездообразования. Мы называем этот эффект «исчезновением» из-за вредного воздействия на измеряемый поток. Галактики, которые энергично формируют звезды, также могут быть очень пыльными, или как минимум такими будут их области звездообразования, из-за чего значительная часть света от новых звезд поглощается и рассеивается пылью. И если мы действительно хотим понять, как скорости звездообразования в галактиках различаются в зависимости от их типов и периода космического времени, то в этих условиях нам придется столкнуться с настоящей проблемой.

Что же это за «пыль»? Мы говорим о частицах субмикронного масштаба – зернах, состоящих в основном из углерода и кремния, размером с частицы, составляющие сигарный дым, но только гораздо более разреженные. Этот материал возникает естественным путем на поздней стадии звездной эволюции в атмосферах и околозвездных средах звезд и постепенно распространяется по межзвездному пространству, когда звезды умирают: либо когда они выбрасывают свои атмосферные слои в новую звезду, либо в результате взрывного процесса рассеивания в сверхновой. По этой причине пыль обычно слипается в плотных участках поблизости или в местах образования новой звезды – тех самых областях, которые мы хотим изучить, чтобы измерить скорость звездообразования. Однако есть и решение этой проблемы: нужно перейти к зонам электромагнитного спектра, которые могут фактически обнаружить эту пыль как раз в тот момент, когда она нагревается за счет поглощения света зарождающихся звезд.

Когда зерно пыли поглощает УФ-фотон, оно нагревается, приобретая тепловую энергию в виде колебаний атомов внутри. Частицы пыли, облучаемые УФ-фотонами, внезапно становятся видимыми в инфракрасной части электромагнитного спектра, когда они переизлучают тепловую энергию, – как микроскопические светящиеся угли. Количество переизлученной энергии пропорционально количеству падающего излучения, исходящего от молодых звезд, что дает ответ на вопрос о том, как измерить скорость звездообразования в галактике, скрытой пылью. Это открытие стало для астрономов сигналом о том, что пришло время разработки телескопов и других приборов для обнаружения и картирования этого инфракрасного излучения.

Спектр излучения, испускаемого бо́льшей частью межзвездной пыли, близок к тому, что на физическом языке называют черным телом. Черное тело – это объект, который поглощает всю попадающую на него электромагнитную энергию (то есть фотоны), и если он сохраняет при этом постоянную температуру (мы называем это равновесием), то этот объект повторно испускает излучение в диапазоне частот с очень характерным спектром, называемым функцией Планка (в честь пионера квантовой механики Макса Планка). Спектр черного тела достигает пика на определенной частоте или длине волны света, соответствующей температуре тела (тот же принцип, с которым мы столкнулись при рассмотрении цветов звезд, которые также могут быть описаны как черные тела). Теперь типичная температура межзвездной пыли довольно низка по нашим меркам, на несколько десятков градусов выше абсолютного нуля. Эта температура соответствует излучению в далекой инфракрасной области спектра – от 100 до 200 микрон.

К сожалению, бо́льшую часть инфракрасного света, испускаемого космическими источниками, блокирует атмосфера Земли – за исключением узких «окон», какие есть, например, в субмиллиметровых полосах, где и работает SCUBA-2. Поэтому инфракрасные наблюдения лучше всего проводить из космоса. Самым успешным инфракрасным телескопом последних лет стал «Спитцер» (в честь астронома Лаймана Спитцера) – одна из «Великих обсерваторий» NASA. «Спитцер» носил приборы, позволяющие обнаруживать излучение в диапазоне от 4 до 160 микрон, и провел некоторые выдающиеся исследования. Хорошим примером может стать проект «Инфракрасный обзор ближних галактик “Спитцер”» (англ. Spitzer InЂared Nearby Galaxies Survey, SINGS), в рамках которого телескоп должен был получить изображения местных галактик в инфракрасном диапазоне для картирования и понимания распределения их пылевых межзвездных сред и природы их звездообразования. Также этот проект был