Ознакомительная версия. Доступно 12 страниц из 60
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 случае, каждый спин протона и электрона может рассматриваться как ориентированный вверх или вниз, так что легко представить себе группу атомов водорода, где и протон, и электрон имеют свои спины в одном и том же направлении (параллельно) или где спины ориентированы в противоположных направлениях (антипараллельно). Оказывается, что квантовое состояние, в котором спины параллельны, отличается немного бо́льшим количеством энергии, чем состояние, в котором они антипараллельны. Квантовая система ленива: ей нравится находиться в состоянии с наименьшей возможной энергией, – поэтому существует механизм, с помощью которого эти атомы с параллельными спинами могут «перевернуть» электрон так, чтобы его спин указывал в направлении, противоположном вращению протона. Это называется сверхтонким расщеплением, потому что разница в энергии между параллельным и антипараллельным состояниями ничтожна по сравнению с общей энергией основного состояния атома водорода.
Энергия, которую система теряет в этом переходе, должна куда-то уходить, поэтому при каждом перевороте спина высвобождается фотон с очень специфической энергией, равняющейся точной разнице в энергии между параллельным и антипараллельным состояниями, которая соответствует электромагнитному излучению – фотону – с длиной волны точно 21 см. Как следствие, нейтральный атомарный водород также может поглощать излучение с длиной волны 21 см, где энергия поглощается атомом и «сохраняется» при выравнивании спинов электрона и протона.
Также сверхтонкое расщепление зовут «запрещенным» переходом, потому что для любого одного атома вероятность того, что оно произойдет при нормальных условиях, крайне мала. На самом деле она настолько мала, что если бы вы наблюдали за одним атомом водорода, выровненным в параллельном состоянии, и ждали, пока он совершит сверхтонкий переход, то это заняло бы у вас в среднем 10 млн лет. А если бы вы наблюдали за 10 млн атомов, то смогли бы увидеть в среднем только один перешедший фотон в год. Это все еще не очень хороший показатель. Однако в астрофизических сценариях мы можем использовать атомный «краудсорсинг»: в астрофизическом облаке газа так много нейтральных атомов водорода, что оно дает действительно яркое радиоизлучение, ведь в любой момент времени огромное количество фотонов с длиной волны в 21 см испускается при помощи сверхтонкого перехода. Я нахожу это вероятностное квантово-механическое высвобождение фотона из одного атома удивительным: оно невозможно на Земле, но стоит поместить его на сцену астрофизического театра – как перед нами разворачивается одно из самых важных наблюдений нашей и других галактик. Радиотелескопы с детекторами, которые можно настроить для обнаружения частоты 1,4 ГГц, могут находить атомный водород в нашей и других близлежащих галактиках.
Опять же, как и при измерениях окиси углерода, обнаружение атомарного водорода на расстояниях, намного удаленных от Местной группы, затруднено. Как и все электромагнитное излучение, испускаемое источником, движущимся относительно нас, линия в 21 см подвержена красному смещению, которое растягивает длину волны на бо́льшую длину и эквивалентно снижает частоту. Частота 1,4 ГГц уже достаточно низка. Сделайте ее еще ниже – и она перейдет в ту часть радиочастотного диапазона, которую довольно сложно обнаружить. К тому же, уходя ниже 1 ГГц, мы попадаем в радиодиапазоны, используемые для телевидения и радио, а также для связи.
Эта искусственная радиочастотная интерференция затмевает космические сигналы, делая астрономические наблюдения практически невозможными на частотах, которые совпадают с этими диапазонами. Радиотелескопы, которые работают на частотах, близких к тем, что используются для связи, должны быть размещены в местах, удаленных от наземных радиоисточников (например, в отдаленной части Западной Австралии), что позволит минимизировать искусственную радиочастотную интерференцию. Ионосфера Земли также влияет на прохождение радиочастот ниже 1 ГГц – аналогично тому, как оптический свет изгибается и преломляется стаканом воды, – и скорректировать это влияние сложно. Существует множество других технических причин, делающих низкочастотную радиоастрономию столь непростой задачей, но сегодня многие из этих проблем решаются созданием больших антенных решеток в сочетании с мощнейшими компьютерами, способными справиться с безумно сложным уровнем обработки сигналов, что необходимо для дистилляции астрономических сигналов в радиочасти спектра.
Ознакомительная версия. Доступно 12 страниц из 60
