Вчені з Даремського університету нещодавно отримали зображення 52 галактик в субміліметровому діапазоні - одній з найскладніших для спостережень ділянок електромагнітного спектру. Зробити це вдалося за допомогою телескопів нещодавно побудованої обсерваторії ALMA (Атакамської Великої Міліметрової/субміліметрової Решітки). Здавалося б, людству і так відомо величезне число галактик, окремі з них зняті в дуже високій роздільній здатності, що змінюють знімки чергових 52 штук? Насправді досить багато. Але щоб зрозуміти що саме, доведеться розібратися з тим, як взагалі астрономи бачать небо.
Аж до кінця XIX століття люди бачили небо тільки так, як їм дозволяв зір, - тобто у виключно вузькій області електромагнітного спектра, яку ми називаємо видимим світлом. Перші вилазки за межі можливостей людських органів почуттів вдалося зробити тільки в 1930-х зусиллями піонерів радіоастрономії Карла Янського і Гроута Ребера. Телескопи, що працюють у радіодієстоні, досі дають найбільш точне позиціонування об'єктів у космосі і прекрасно підходять для вивчення компактних об'єктів, наприклад, чорних дір.
У середині XX століття намітився швидкий прогрес у покритті раніше не досліджених ділянок спектру: з'явилися перші інфрачервоні (ВК) телескопи та обсерваторії, що працюють у жорсткій частині спектру: рентгенівської і гамма. Але дозволяюча здатність і тих і інших досі невелика - там, де оптичні телескопи бачать десятки галактик, ВК або гамма-телескоп показує одну велику нечітку пляму. Справа в тому, що створити чутливу матрицю для роботи в оптичному діапазоні виявилося набагато легше технологічно, ніж в інших частинах спектру (і камера у вашому телефоні тому підтвердження). Крім того, атмосфера Землі по-різному пропускає сигнали різних довжин хвиль, часто спотворюючи або розсіюючи сигнал. Тому ВК-телескопи необхідно ставити там, де мало повітря і майже немає вологості: в горах, на Південному полюсі, а краще - запускати в космос. Це автоматично позначається на вартості приладу і накладає обмеження на розміри телескопів. Наприклад, діаметр головного дзеркала орбітального ВК-телескопа WISE становить всього 40 сантиметрів, - несерйозна цифра для наземних приладів.
У міру розширення доступного спектрального діапазону і збільшення роздільної здатності телескопів вчені відкривали цілі класи нових галактик, які названі не за своєю формою, як це було на самому початку (еліптичні, спіральні, неправильні), і не за характерними особливостями (наприклад star burst galaxies - галактики з вибуховим зіроутворенням), а по тій ділянці спектра, де вони були виявлені. Такі як ULIRG, надяскраві інфрачервоні галактики, або SMG, субміліметрові галактики, відкриті лише в 1997 році. Субміліметрові галактики - значить такі, що були відкриті при спостереженнях на довжинах хвиль від сотень мікрон до одного міліметра. Як далеко від нас ці галактики, які їх властивості, окремий клас галактик або їх можна вбудувати в існуючу класифікацію - над цими питаннями зараз активно працюють астрофізики.
Галактика може бути яскравою в субміліметровому діапазоні з кількох причин. Наприклад, вона може бути звичайною галактикою, схожою на наш Чумацький Шлях, але бути від нас настільки далеко, що за законом зміщення Допплера, у зв'язку з розширенням Всесвіту, всі її кольори зрушені в область довгих хвиль. Друга причина - це наявність газу і пилу. Справа в тому, що світло здатне проходити крізь якесь середовище, тільки якщо розміри її частинок менше довжини хвилі світла. Фотони оптичного, рентгенівського та гамма-випромінювання мають високу енергію, а отже коротку довжину хвилі. Такі фотони ефективно поглинаються пилом. Через пилюку навіть дуже яскраві галактики, в яких горять зірки в сотні разів масивніше Сонця можуть бути нам не видно - їх видиме світло занадто слабке навіть для кращих оптичних телескопів.
Але, на щастя, за законом збереження енергії поглинене пилом випромінювання нікуди не може «пропасти». Пил, що захопив, наприклад, рентгенівські фотони, розігрівається, і, щоб залишатися в термодинамічній рівновазі, повинна позбавлятися від зайвого тепла - так вона і надходить, випромінюючи в інфрачервоному діапазоні. Додамо до цього власне ВК випромінювання від зірок, що вільно пройшло крізь пил і отримаємо дуже яскраве джерело, яке має виявити інфрачервоний або субміліметровий телескопи.
Існуючі теорії припускають, що такі (тобто такі, що мають субміліметрову природу через дію пилу) галактики - це молоді, дуже активні скупчення зірок, які, можливо, є предками сучасних еліптичних галактик. Зіставляючи дані перших ВК і субміліметрових спостережень, астрофізики не раз спробували визначити властивості цих загадкових галактик - по всьому виходило, що це дуже далекі галактики, в яких щороку народжується кілька тисяч зірок. Це запаморочливо багато - в нашій галактиці, для порівняння, в середньому народжується тільки одна зірка на рік.
У новій статті Джеймса Сімпсона з Даремського університету в Англії наводяться результати спостереження за тридцятьма яскравими джерелами, зроблені на свіжобудованій радіо- і субміліметровій обсерваторії ALMA. Вперше ці об'єкти були знайдені сумбміліметровим детектром попереднього покоління SCUBA-2, встановленому на телескопі Джеймса Кларка Максвелла. Кутовий дозвіл цього приладу - понад 20 секунд дуги, що недозволено багато для таких далеких галактик, тому досліджувати їх толком досі не вдавалося.
Група Сімпсона виявила, що більшість з цих 30 яскравих джерел - не одна, а відразу кілька галактик. Швидше за все гравітаційно-пов'язаних один з одним, а цілком можливо і знаходяться в процесі зіткнення. У ряді випадків галактику-компаньйон виявити не вдалося, але це зрозуміло, якщо вони занадто тьмяні і їх світність нижче чутливості ALMA. Після отримання зображень та їх обробки група змогла приступити до інтерпретації отриманих даних.
По-перше, наявність стикаються галактик в таких екстремальних за рівнем зіроутворення об'єктах - веселий булижник на чашу терезів тих вчених, чиї моделі еволюції галактик вимагали великої кількості зіткнень і взаємодій між сусідами з тим, щоб такі гравітаційні обурення породжували нові хвилі зіроутворення в ранньому Всесвіті.
По-друге, авторам вдалося істотно знизити оцінки темпу зіроутворення - якщо зірки розділити між усіма компонентами, то виходять цілком реальні (хоча все ще дуже великі) цифри: кілька сотень нових зірок на рік на квадратний кілопарсек простору.
У висновку Сімпсон окремо зазначає, що ні для однієї галактики ще немає спектроскопічних вимірювань, а значить не можна точно визначити відстань до них (а також і відстань між самими галактиками - раптом вони просто опинилися поруч на лінії зору, в той час як фізично між ними величезні відстані?) Справа в тому, що світло від галактики, що збирається в точку фокусуючою лінзою, при спектроскопії «розмазується» по всій довжині матриці, і якщо ми і так насилу можемо виявити галактику в телескоп, то її інтенсивність буде тим більше мала для спектральних досліджень. З цим доводиться миритися.
Чим там унікальний телескоп ALMA?
У будь-якого телескопа є два найважливіших параметри - це кутова роздільна здатність, тобто наскільки близько один до одного можуть знаходитися два об'єкти, щоб спостерігач все ще бачив їх окремо, а не як одна яскрава пляма, і площа головного дзеркала, яка визначає, який потік фотонів потрапить на телескоп, а значить, наскільки тьмяний об'єкт можна розгледіти. Якщо розібрати дзеркало телескопа на кілька компонентів і рознести їх на кілька сотень метрів, то загальна площа (і світлособираюча здатність) залишиться незмінною, а ось кутова роздільна здатність підвищиться дуже істотно. Правда тут виникають великі проблеми при обробці сигналу, який треба звести воєдино від декількох різних джерел. Тому такі рознесені системи (тобто ті, що працюють за принципом інтерферометрії) застосовуються поки тільки в радіодієстоні і починають використовуватися в субміліметровому - це і є телескоп ALMA. Принцип радіоінтерферометрії (його ж використовує, наприклад, наш Радіоастрон), дозволяє отримати неймовірну кутову роздільну здатність - менше однієї секунди дуги. Для порівняння, Міжнародна космічна станція з Землі має видимий розмір 1 хвилину дуги, тобто 60 секунд дуги. З повною площею у ALMA теж все гаразд - 66 телескопів мають діаметр головної антени від 7 до 11 метрів. Саме тому ALMA, в якій телескопи можна збирати в гігантський детектор розмірами від 150 метрів до 14 кілометрів - це справжній прорив. Телескоп ще не до кінця побудований, але навіть ті дані, які лягли в основу статті (у спостереженнях брали участь 32 телескопи) вже дали результати неперевершеної точності.
Спостерігання за субміліметровими галактиками, які ще недавно ледве розрізняються першим поколінням субміліметрових обсерваторій, нарешті починають приймати виразні форми як в очках телескопів, так і в теоретичних побудовах астрофізиків, що займаються еволюцією галактик. Треба зауважити, що дані радіо- і субміліметрового діапазонів дуже важкі в обробці, тому ділянки неба, досліджені в цій статті, насправді були зняті аж у 2013 році на перших стадіях роботи телескопа ALMA. Зараз, у міру введення в дію нових компонентів цього супер-телескопа, вже копиться набагато більш значна статистика спостережень за субміліметровими галактиками. З нетерпінням чекаємо нових статей!