Галактики. Большой путеводитель по Вселенной - Джеймс Гич Страница 21

заключается в том, что мы никогда не получаем полного представления о внегалактическом пространстве «всего неба»: диск Млечного Пути настолько толстый, что почти никакой свет от далеких галактик не может сквозь него пройти. Карты распределения галактик обычно имеют клиновидную форму – это показывает, что мы можем ясно видеть только отдаленные источники в полосах выше и ниже плоскости нашей Галактики, где низкая плотность звезд, пыли и газа. Хотя это и неудобный, но все же ни в коем случае не катастрофический факт. С одной стороны, фактическое встраивание в диск Галактики позволяет нам детально изучить его в пространственных масштабах, что – по очевидным причинам – невозможно в отношении внешних галактик. Внутренняя работа Млечного Пути составляет существенную часть наблюдений галактических астрономов, при этом большинство активных исследований сосредоточены на переполненной событиями галактической плоскости.

С другой стороны, существует космологический принцип, называемый принципом изотропии, который утверждает, что в больших масштабах Вселенная во многом выглядит одинаково во всех направлениях. То есть, наблюдая достаточно приличный кусок Вселенной над и под диском, мы можем быть совершенно уверены, что если бы мы могли видеть сквозь галактику, то другие Галактики в этом направлении (статистически) были бы примерно такими же. Если коротко, то мы ничего не теряем. Другими словами, если бы мы взяли наш кубик объемом в кубический метр и поместили его в какую-нибудь совершенно случайную часть Вселенной, то обнаружили бы, что, хотя точная схема расположения галактик может отличаться, на этом участке будет столько же галактик, групп и скоплений, а их статистические свойства окажутся одинаковыми.

Прогресс, которого мы достигли в картировании Вселенной для более крупных масштабов, в начале шел довольно медленно. В доисторические времена люди впервые заметили звезды, начав таким образом наше астрономическое путешествие, но ограничив человеческое знание Вселенной пределами нашей Галактики. За очень долгое время не было достигнуто большого прогресса, потому что технологии не совершенствовались: человеческий глаз может увидеть не так уж много. Но за последние 400 лет с момента изобретения телескопа голландскими оптиками мы смогли исследовать намного больше. Нет сомнений в том, что это расширение полностью обусловлено технологическими достижениями и инновациями в создании телескопов и датчиков. Этот прогресс продолжается и идет сегодня значительно быстрее, чем когда-либо прежде: разрабатываются планы по созданию «чрезвычайно» больших телескопов с основными зеркалами, размер которых в три или даже четыре раза превысит масштабы зеркал самых больших телескопов, работающих с видимым светом сегодня. Мы даже можем размещать телескопы в космосе и управлять ими дистанционно с Земли; только представьте, что бы об этом подумали первые пионеры телескопов! Точно так же постоянно идет выпуск новых инструментов – все более чувствительных, эффективных, умных и технологически продвинутых. Это делает нашу область научных исследований востребованной и захватывающей, поскольку всегда есть возможность открыть нечто совершенно новое, только и ждущее, чтобы его обнаружили.

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