Ознакомительная версия. Доступно 12 страниц из 60
Если мы возьмем изображение части неба, обнаружим там галактику и изучим ее спектр, то сможем измерить и ее красное смещение или хотя бы сделать правильное предположение, найдя таким образом для этой галактики место в трехмерной модели Вселенной. Положение на небе дает нам две координаты, а красное смещение – третью. Этот подход сложнее использовать в отношении очень далеких и очень слабо светящихся галактик, потому что измерение точного красного смещения и обнаружение галактики в первую очередь требуют от нас сборки необходимого количества света: тогда астрономический сигнал будет достаточно большим, чтобы перекрыть случайный шум, возникающий от работы электроники, окружающего теплового фона и т. д. Случайный шум, не связанный с сигналом, который мы пытаемся обнаружить, присутствует во всех электронных детекторах. Нам также связывает руки ограниченное разрешение. Если вы находитесь в поле, полном коров, те из них, что ближе к вам, будут выглядеть крупнее тех, что поодаль. Если вы сфотографируете их, то дальние коровы займут на изображении меньше пикселей, чем коровы на переднем плане. Мы можем видеть больше деталей у ближайших к нам коров, а те, что находятся на горизонте, будут опознаваться как силуэты, не более. То же самое справедливо и для галактик: соседние галактики легко обнаружить, поскольку они кажутся большими на небе и мы можем различить внутренние детали, такие как спиральные рукава, перемычки, балджи и даже отдельные звездные скопления и области звездообразования; более отдаленные галактики кажутся меньше, и, поскольку разрешение наших инструментов имеет ограничение (то есть наименьший угловой масштаб, который можно различить и который определяется размером телескопа), в большинстве случаев мы не можем разобрать никаких деталей: галактика на нашем изображении становится просто рисунком из нескольких ярких пикселей. А если мы начинаем увеличивать изображение до предела, то рискуем принять комбинацию из ярких пикселей, которая может быть далекой галактикой, за всплеск случайного шума. Обычно нам требуется последующее наблюдение для подтверждения или опровержения реальности таких систем. Если шум случайный, то маловероятно, что мы получим еще один его всплеск в точно такой же позиции на изображении, поэтому повторное обнаружение некоторой слабой предполагаемой галактики на независимом изображении – более убедительное доказательство, чем единичная экспозиция.
Это изображение построено с учетом расположения всех галактик, обнаруженных в SDSS. Оно и показывает общую прогнозируемую плотность галактик в большой области неба, которая называется Северной галактической шапкой. Вы можете видеть, что галактики распределены не случайным образом: есть участки высокой плотности (скопления) и четкие нитевидные структуры, образующие сеть, пронизывающую всю область распределения галактик. Это крупномасштабная структура Вселенной, где галактики возникают и меняются внутри невидимого скелета из темной материи, которая со временем эволюционировала под воздействием гравитации
Как правило, мы доверяем только астрономическому обнаружению, будь то простое изображение галактики или какая-то особенность в ее спектре, когда сигнал, который мы видим, как минимум в пять раз больше типичного размера случайных изменений из-за шума в измерении (например, электронного шума в ПЗС-изображении). «Сбивание» уровня шума, создавая все более чувствительные камеры и детекторы, сборка как можно большего количества света, чтобы мы могли уловить крошечный поток фотонов от удаленного объекта, и покрытие все бо́льших областей неба, эффективно исследуя таким образом как можно бо́льшую его часть, – вот три магических компонента нашей задачи по картографированию Вселенной. Все они основаны на технологиях: мы хотим, чтобы самые чувствительные детекторы были подключены к большим камерам и установлены на большие телескопы.
Значительная часть усилий в исследовании галактик за последние полвека была сосредоточена на съемках неба, но сейчас они важнее, чем когда-либо. Сегодня часто говорят, что мы переживаем золотой век исследования галактик, так как выполнять чрезвычайно 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.
Ознакомительная версия. Доступно 12 страниц из 60
