Глава 2

Шаг за пределы Галактики

Во Вселенной существует невероятное разнообразие видов и типов галактик, и наша – лишь одна из миллиардов. Конечно, множество из них похожи на наш спиральный Млечный Путь и построены по так называемой спиральной модели с упорядоченной структурой (гранд-дизайн; это обозначение – просто сокращенный вариант для описания сложности этих объектов) и различными уровнями. Так, есть спиральные галактики, которые имеют в центре перемычку (бар); есть маленькие, неправильные и аморфные галактики; есть галактики, сливающиеся и взаимодействующие с искаженными в результате этого процесса формами; наконец, встречаются и массивные галактики без явно выраженного ядра, при этом представляющие собой гигантское сферическое или эллиптическое скопление звезд. Такие галактики отличаются по химическому составу, содержат разные типы звезд и формируют новые звезды с разной частотой. Масса Млечного Пути за счет возникновения новых звезд каждый год увеличивается на массу нескольких Солнц; в самых активных галактиках формирование новых звезд происходит в сотни раз быстрее, чем в нашей, а в некоторых они вообще не рождаются. Расположение галактик в космическом пространстве тоже не случайно: они выстраиваются в определенные системы, структуру которым задает лежащая в основе всего мироздания гравитация. Разные типы галактик, как правило, и располагаются по-разному. Цель моего исследования – внести свой вклад в наше понимание того, почему галактики такие, какие есть, и как они появились. Почему галактик так много? Какие процессы их сформировали и как вся эта система менялась по мере развития Вселенной? Все, что нам сегодня известно, является результатом десятилетий кропотливого и терпеливого наблюдения за небом для сбора данных, позволяющих нам подобрать ключи к ответам на эти вопросы.

Изображение галактики M74 со структурой типа гранд-дизайн представляет захватывающий вид на самые разные элементы, составляющие эту спиральную галактику, расположенную исключительно удобно для наблюдений с Земли. Яркое светло-желто-оранжевое ядро сияет светом миллиардов звезд – в среднем они старше, чем синие (и более молодые) звезды, которые видны сквозь галактический диск. Пятна красного цвета, напоминающие всполохи лесных пожаров на аэрофотосъемке, показывают области HII, где формирующиеся в гигантских облаках молекулярного газа звезды ионизируют водород – точно так же, как это происходит в нашей Галактике. Сквозь диск и спиральные рукава тянутся кружева межзвездной пыли, словно темный автограф из пепла давно погибших звезд

Сердце галактики Водоворот – еще одной прекрасной спиральной галактики, которая также хорошо видна с Земли. Снимок показывает сложную структуру этих «островов Вселенной». Два спиральных рукава, отходящих от ядра, отличаются особенной яркостью из-за присутствия в них областей ионизированного водорода и густых слоев пыли. Обратите внимание на взаимосвязь расположения участков пыли и мест активного формирования звезд

Эффектный вид на спиральную галактику NGC 4921, которая входит в скопление галактик Волосы Вероники, или скопление Кома. Рукава этой галактики не так ярко выражены, как у других ее спиральных «коллег» вроде галактики Водоворот, – возможно, в силу того, что NGC 4921 не так интенсивно производит звезды в своем диске. Это может быть связано и с плотностью межзвездного скопления: часть газа, который необходим для образования звезд, была захвачена во время прохождения галактики через плотную раскаленную межгалактическую среду. Фон снимка обнаруживает несчетное количество дальних галактик самых разных типов: они кажутся гораздо меньше и бледнее, чем NGC 4921

NGC 1300 – спиральная галактика с перемычкой. Яркие спиральные ветви, начинающиеся на концах линейной структуры перемычки, светятся из-за присутствия в них молодых горячих синих звезд и областей звездообразования, центральная часть которых заметно краснее, а значит, звездная популяция здесь в среднем более зрелая. В самом центре галактики видна еще одна спиральная структура, представляющая собой активное ядро галактики с газом и звездами, где также происходит процесс формирования звезд. Структура с перемычкой отчасти отвечает за движение газа и звезд от диска к центру галактики, поскольку она перераспределяет момент импульса. В некоторых галактиках перемычка важна и при формировании балджей

NGC 5584 – флокуляционная спиральная галактика, сияющая новыми молодыми синими звездами, которые образуют скопления по всему диску. У таких галактик спиральная структура менее выражена, чем у галактик типа гранд-дизайн: как и в случае с NGC 5584, для них характерна комковатая, почти диффузная структура, хотя общие черты с морфологией спиральной структуры все еще видны

Центральный регион спиральной галактики NGC 2841, чье яркое гладкое желто-оранжевое ядро красиво контрастирует с извилистыми спиральными рукавами, покрытыми «татуировками» из пыли и испещренными здесь и там синими кластерами новых звезд. Как наблюдатели, мы прикованы к точке внутри диска схожей с NGC 2841. Галактики, откуда смотрим сквозь звезды, газ и пыль на Вселенную, простирающуюся за пределами нашего места обитания

Снимок, сделанный в ближнем инфракрасном диапазоне, показывает спиральную галактику с перемычкой NGC 1365. Формирование перемычки происходит в результате гравитационных возмущений в общем вращении галактического диска, что приводит к удлинению орбит некоторых звезд, за счет чего формируется перемычка. Около двух третей спиральных галактик, известных нам сегодня, содержат перемычки – в том числе и наша

Более масштабный вид на галактику Водоворот (М51). Большая спиральная галактика взаимодействует с маленькой и неправильной, которую можно увидеть на конце одного из спиральных рукавов. Гравитационное воздействие этого маленького компаньона, который, что вполне возможно, прошел через диск М51, повлияло на спиральный рукав большой галактики. Его очертания очень хорошо видны на этом снимке и сияют из-за света новых звезд и областей HII

Совершенно очевидно, что существует что-то, что объединяет самые разные элементы галактик: они все излучают свет – в той или иной форме – или, в некоторых случаях, блокируют его. Если мы определим эти виды излучения или обнаружим «отсутствие» света, то вслед за этим сможем составить карту как нашей, так и других галактик и разложить их на составные элементы. Именно так мы и изучаем Вселенную: мы не можем самолично наблюдать или собственноручно измерять материю и вынуждены полностью полагаться на обнаружение фотонов, которые были излучены, поглощены или отражены, ну или зафиксировать, что мы их не нашли.

Если задуматься, тот же принцип работает и в повседневной жизни: прежде чем прикоснуться к чему-то, вы должны либо увидеть, либо услышать это, чтобы узнать, что этот предмет здесь есть. Что касается зрения, то вы видите фотоны, которые были либо напрямую излучены объектом, например лампочкой, либо отражены от какого-то объекта. Эти лучи попадают на сетчатку глаза, как, скажем, когда пылинки рассеивают солнечные лучи или вы видите свое отражение в зеркале. Или, если речь идет о слуховом восприятии, объект должен каким-то образом вызвать колебания воздуха. Например, жужжащее насекомое рассекает воздух своими крылышками и создает ударные волны, которые достигают вашего уха, создают колебания барабанной перепонки и трансформируются в звуки в вашем мозге. В обоих случаях вы, по сути, не вступаете в физический контакт с объектом, но можете узнать что-то о его свойствах благодаря передаваемому излучению. Например, мне не нужно прикасаться к траве, чтобы сказать, что трава зеленая, и таким образом узнать что-то о ее биологии.

Мы начали изучение космоса, используя только свои глаза, и лишь со временем смогли дополнить наш инструментарий телескопами. Наши глаза воспринимают излучение довольно узкого диапазона энергий, или частот, которые мы видим как цвет. Диапазон этих частот примерно соответствует пиковому диапазону электромагнитного излучения, которое испускается Солнцем и достигает поверхности Земли. И это не просто биологическое совпадение: наши глаза эволюционировали так, чтобы мы могли «видеть» это излучение, что стало мощным преимуществом. Но видимый свет – это лишь малая часть непрерывного электромагнитного диапазона излучения, испускаемого в результате различных процессов, происходящих во всей Вселенной. Мы уже знаем, как можно использовать свет с чуть более длинными волнами, чем воспринимают наши глаза, – например, чтобы пробиться через барьер межзвездной пыли. Развитие нашего инструментария достигло той ступени, когда мы можем присоединять к телескопам оборудование, позволяющее обнаруживать излучение по всему спектру – от гамма-и рентгеновских лучей (с очень высокой частотой и энергией) до радиоволн (с низкой частотой и энергией). Галактики испускают фотоны самых разных видов – как мы узнаем далее, только измеряя их все, мы можем быть уверенными, что проводим полную «перепись» астрофизики, управляющей природой галактик.

Как эмпирическая наука астрономия очень необычна, потому что мы не можем проводить контролируемые эксперименты так же, как это делают ученые в лабораториях. Наоборот, занимая ту ограниченно удобную позицию, ту точку во Вселенной, которую мы называем Землей, все, что мы можем, – это просто выглядывать наружу и улавливать как можно больше излучений. В них закодирована вся история Вселенной. Астрономия в чем-то схожа с археологией. Археологи не могут просто спросить Юлия Цезаря, что он ел на завтрак, – эту информацию необходимо искать в других источниках. Конечно, параллели немного глубже, чем завтрак Цезаря. Как и археологи, устремляющие свой взгляд в прошлое Земли, астрономы вглядываются в глубокий космос. Причина этого кроется в том, что расстояния между другими галактиками и нами настолько огромны, что свет оттуда идет сюда довольно значительное время. Отсюда и появилась такая временна́я единица, как световой год – расстояние, которое свет преодолевает за один год.

NGC 4710 в скоплении Волосы Вероники – пример спиральной галактики, которая видна с ребра. Это положение позволяет нам оценить типичную плотность диска и круглого центрального балджа. Как и для большинства спиральных галактик, для NGC 4710 характерно сосредоточение четкой пылевой линии, сконцентрированной в середине галактической плоскости, затемняющей и делающей более красными ее центральные области, – этот эффект мы можем наблюдать и в нашей Галактике. Тем не менее выпуклый желтоватый звездный балдж в центре диска хорошо виден, так же как и звездная «оболочка», которая создает размытое белое сияние вокруг балджа и диска

Услышав раскаты грома, вы воспринимаете звук, который раздался несколько секунд назад, когда вы увидели молнию. Точно так же, смотря на галактики, мы видим их такими, какими они были в момент испускания этого света, что могло происходить миллиарды лет назад – настолько беспредельны расстояния в космосе. То же можно сказать и о Солнце: оно настолько далеко от нас, что свету требуется восемь минут, чтобы пересечь внутреннюю Солнечную систему на пути к Земле. Поэтому когда вы смотрите на Солнце (защитив свои глаза подходящим экраном, конечно же), вы видите его таким, каким оно было около 10 минут назад, а когда смотрите на Луну – видите то, что было примерно секунду назад. Разумеется, свету необходимо определенное время, чтобы пересечь то или иное расстояние, поэтому временна́я задержка применима и к повседневной жизни – просто скорость света по сравнению с человеческой шкалой расстояний настолько велика, что мы даже не замечаем разницы.

М104, или галактика Сомбреро, – одна из самых знаменитых на нашем небе. Все дело в характерной морфологии: у нее почти эллиптический ровный звездный балдж и очень четко очерченный диск с полосой из темного пылевого вещества. Галактика Сомбреро повернута к нам почти ребром, но диск слегка наклонен в нашу сторону

Эта временна́я задержка – очень удобный инструмент для астрономов: в сущности, просто глядя на далекие галактики, мы можем увидеть, что происходит (или, скорее, происходило) в ранней Вселенной. Мы буквально открыли окно в прошлое. Цель внегалактической астрономии – не только аудит содержимого Вселенной, но и изучение того, как оно изменялось, а также построение физической модели, которая позволит все это понять. Но как именно астрономия это делает?

На этом снимке, полученном при помощи телескопа «Хаббл», видна линзовидная галактика Веретено. Удлиненная полоса белого сияния возникает благодаря свету миллиардов звезд, бо́льшая часть которых расположена в балдже, доминирующем в этой галактике. Мощные пылевые полосы на центральной плоскости диска практически полностью затемняют свечение позади себя. Линзовидные галактики обычно пассивны – в них больше не рождаются новые звезды, – так что пыль возникла в более ранний период существования галактики, когда здесь еще шел активный процесс формирования звезд. Таким образом, эта пылевая завеса дает нам ключи к минувшим этапам эволюции Веретена. Процесс формирования линзовидных галактик пока еще не до конца понят, но существует вероятность, что они образовались из массивных спиральных галактик определенного типа

На протяжении всей истории наблюдательной астрономии, практически без исключений, ее предмет был одним и тем же – сбор фотонов. Мы – охотники за светом, а эти фотоны – наша единственная прямая связь с дальней Вселенной, ведь их путешествие к Земле от далекой звезды или газового облака заняло, возможно, миллиарды лет. Они практически не встречают препятствий на своем пути, лишь изредка поглощаясь и вновь излучаясь, трансформируясь или отражаясь. В этом плотном потоке света закодирована информация, которую мы должны изучить, чтобы познать историю космоса. К сожалению, учитывая колоссальный размер разделяющего нас расстояния, количество той энергии, которая доходит до Земли из любой галактики, невероятно мало. Чем дальше мы пытаемся, тем сложнее это становится: галактики выглядят все меньше, бледнее, и их труднее обнаружить. Что еще хуже, те мельчайшие сигналы – небольшие порции света, засекаемые нашими детекторами и представляющие собой ничтожную каплю в океане всего излучения, – которые все-таки достигают пределов Земли, тонут вкипящем море электромагнитного шума как естественного, так и искусственного происхождения: от солнечного света, уличных огней, радиопередач и поглощения и повторного испускания инфракрасного излучения каплями воды и водяным паром в атмосфере.

Эллиптическая галактика NGC 1132 отлично иллюстрирует тезис о безупречной сферической форме массивных древних галактик. Эллиптические галактики, как правило, пассивны: они прошли период сборки своей звездной массы в более раннюю эпоху Вселенной, когда интенсивность процесса формирования галактик была значительно выше. Как правило, эллиптические галактики обнаруживаются в самом плотном окружении – звездных группах и скоплениях – и, скорее всего, прошли через период активных слияний в прошлом. Вокруг NGC 1132 можно увидеть тысячи шаровых звездных скоплений, которые маленькими световыми точками окружают звездное свечение галактики. Как и всегда, фон снимка полон еще более далеких галактик – тех самых «городов», оставшихся за пределами нашего видения

Чтобы уловить эти драгоценные частицы информации, астрономам приходится разрабатывать все более хитроумные стратегии и техники, позволяющие очистить их и привести в пригодное для изучения состояние.

Все сводится к двум важнейшим инструментам: телескопу, захватывающему и фокусирующему свет, и детектору, записывающему эту информацию. Самой главной целью в нашей науке всегда была разработка более крупных телескопов и более чувствительных камер и детекторов. К сожалению, астрономическое оборудование очень сложное и дорогостоящее и неизбежно становится все сложнее и дороже. Большинство профессиональных астрономов (таких, как я) не проводят исследования на телескопах, принадлежащих их институтам: они слишком малы и плохо расположены (с точки зрения погодных условий), чтобы выполнять наблюдения необходимым уровнем чувствительности. Так что эти телескопы в основном используются для образовательных целей. Для проведения современных исследований астрономы объединяются в многонациональные консорциумы, привлекая финансирование и экспертное сообщество для создания гигантских телескопов и соединяющихся с ними астрономических камер. При этом в мире есть лишь несколько мест, где можно разместить такие сооружения: поставьте сложнейший телескоп туда, где бол́ьшую часть времени облачно, – и вы зря потратите время и деньги.

Лучшие места для установки телескопов, как правило, расположены высоко в горах, в сухом климате и достаточно далеко от любых цивилизованных поселений, чтобы засветка не снижала качество наблюдения. Разумеется, всегда есть возможность разместить телескопы в космосе (самый известный пример – «Хаббл»), но история с финансированием и техническим сопровождением такого проекта будет не менее сложной. Одно из лучших мест на Земле для ведения астрономических наблюдений – пик Мауна-Кеа высотой более чем 4000 м, расположенный на острове Гавайи, который стал домом для многих лучших телескопов мира. Среди лучших локаций и самая сухая в мире пустыня – чилийская Атакама, где находятся Европейская южная обсерватория и новый комплекс радиотелескопов Атакамская большая [антенная] решетка миллиметрового диапазона, а также Южный полюс – замечательный сухой регион, на котором действует нейтринная обсерватория IceCube.

По мере того, как Земля вращается, «неподвижные» звезды оставляют свой след на небе. На этом снимке с длинной выдержкой – Очень большой телескоп на горе Серро-Параналь, который выглядит карликом на фоне небесной сферы. Даже просто глядя в это бесконечное пространство, мы можем исследовать Вселенную и ее состав и пытаться понять, как она возникла

В мире полно астрономов, мириады астрономических целей, сравнительно немного телескопов и крайне мало времени в году, когда можно проводить наблюдения. Так как же нам все-таки удается сделать хоть что-то? Решение довольно простое: астрономы соревнуются друг с другом за получение доступа к каждому телескопу, составляя краткий запрос с указанием того, что именно они хотят наблюдать и почему, и приводя научное обоснование необходимости проведения исследования.

Предложения направляются в Комитет распределения времени наблюдений с помощью телескопа (англ. Telescope Allocation Committee, TAC), где группа научных сотрудников рассматривает каждый запрос, оценивая научную значимость и осуществимость эксперимента, и затем распределяет драгоценное время пользования каждым телескопом. Если вы хотите просто сделать снимок Луны с помощью восьмиметрового телескопа VLC в Чили, у вас нет ни единого шанса попасть в график его использования. Но если вы активно работаете в актуальном и востребованном направлении и предлагаете какой-то новый интересный эксперимент, обещающий серьезно повлиять на дальнейшее развитие науки, вам может повезти получить временный доступ к телескопу. А если вы хотите сделать что-то совершенно безбашенное (интересное, но с высоким риском неудачи), вас могут попросить сократить проект и провести первичные пилотные работы, которые позволят оценить осуществимость эксперимента, например понаблюдать за одной галактикой вместо десяти, изучить то, что вы обнаружили, а потом уже вернуться к этому в следующем году. Разумеется, на самые большие телескопы, расположенные в самых выгодных для наблюдения регионах и снабженные самым лучшим оборудованием, у нас очень высокий спрос. С похожими проблемами сталкиваются и те астрономы, которые, как правило, не используют телескопы, то есть астрономы-теоретики и работающие с симуляторами, так как бо́льшая часть их исследований выполняется на суперкомпьютерах. Теоретики предпочитают огромные мощные компьютеры, которые могут выполнять самые большие и сложные вычисления, и им нередко приходится биться за время работы на общих компьютерных комплексах высокой производительности – процесс получения разрешения протекает примерно так же, как и у тех, кто добивается доступа к телескопу. К счастью, эти машины не нужно вывозить в столь экзотические и удаленные места: кондиционируемого помещения со стабильной подачей электричества будет вполне достаточно.

Подготовка запроса на получение доступа к телескопу немного отличается от написания научного текста. Все, что нужно сделать, – это продать идею: сделать так, чтобы проект выглядел захватывающим и оригинальным, но в то же время осторожным и консервативным – нельзя быть слишком алчным в своих потребностях, но следует просить достаточно времени, чтобы успеть сделать что-то действительно полезное. Готовя эту бумагу, вы проходите по лезвию бритвы. Как правило, телескопы (или комплексы телескопов, как в Европейской южной обсерватории) делят год на два семестра, и каждый год объявляется несколько «конкурсов заявок». Традиционно астрономы оставляют подготовку предложений строго до дедлайна подачи, что приводит к истерическому написанию заявки в последний момент, когда они пытаются свести воедино сопроводительные цифры, по 20 раз перепроверить время выставления выдержки и технические детали и причесать текст так, чтобы он показался привлекательным Комитету распределения времени. И если им все-таки повезло и комитет наградил их временем доступа к телескопу, которое обычно нарезано на часы или ночи, то теперь они смогут сделать то, чего так страстно желают все астрономы мира: собирать фотоны, изучать Вселенную, лежащую за пределами наших органов чувств, и смотреть на просторы, которые не видел еще ни один человек. Как по мне, эта радость открытия и есть то, что вызывает наибольший азарт в нашей области науки.

Пройдя всю Вселенную и зачастую проведя в путешествии больше миллиардов лет, чем составляет вся история Земли, горстка фотонов, излученных далекими галактиками, попадает в зеркальную ловушку телескопа и фокусируются на детекторе. В этом заключается принцип работы телескопа. Чем сильнее становится наша страсть к как можно более качественной сборке этих драгоценных фотонов, тем больше становятся и сами телескопы: чем больше зеркало, которое собирает фотоны, тем больше света мы можем уловить, а значит, повышается и шанс «поймать» даже самые тусклые и далекие галактики. Когда мы говорим о свете, который был излучен какой-нибудь дальней галактикой, мы определяем его двумя показателями. Первый – это светимость галактики, то есть вся энергия, которая излучается галактикой каждую секунду (а ее очень много). Кроме того, есть еще свет, который мы, по сути, и улавливаем – наблюдаемый поток (а вот его очень мало). Он представляет собой энергию, которую мы перехватываем здесь, на Земле, и которая составляет мельчайшую долю от всей светимости галактики.

На этом снимке – зеркало и камера четырехметрового обзорного телескопа VISTA, расположенного на горе Серро-Параналь возле телескопа VLT Южной обсерватории в чилийской пустыне Атакама. Одна из его главных задач – проводить крупномасштабные исследования неба в ближнем инфракрасном диапазоне, где он может засечь большое количество очень далеких, а значит, и очень древних галактик. Секрет его успеха – широкоформатная ПЗС-камера VIRCAM: собранный четырехметровым зеркалом свет перенаправляется и фокусируется на камере, что позволяет делать большие снимки ночного неба

Представим далекую галактику в виде 60-ваттной лампочки или ее ближайшего энергетического эквивалента. Свет от нее будет излучаться во все стороны, то есть изотропно. А теперь представим, что мы сооружаем сферу, окружающую нашу лампочку со всех сторон. Пусть вся сфера будет матовой, за исключением одного маленького вырезанного квадрата – для точности предположим, что его размер 1 × 1 см. Поскольку излучение изотропно, поток, сияющий (а точнее, текущий) через эту сферу, может быть определен исходя из мощности лампочки и радиуса сферы. Эти 60 ватт растекаются по поверхности сферы, и чем большей мы ее сделаем, тем больше они растекаются. Поток, выходящий через маленький квадрат в сфере, может быть измерен вычислением соотношения вырезанного участка сферы ко всей ее поверхности. Поскольку светимость лампочки (60 ватт) постоянна, если мы сделаем сферу больше, то исходящий через отверстие поток будет меньше. На практике поток течет в соответствии с законом обратных квадратов: если сделать радиус вдвое больше, интенсивность излучения, проходящего через одну и ту же площадь, будет обратно пропорциональна квадрату расстояния от источника и снизится в четыре раза. Увеличим радиус вчетверо – и интенсивность потока снизится в 16 раз. Как можно заметить, в астрономических масштабах эти гигантские объемы светимости превращаются в маленькие наблюдаемые потоки довольно быстро. Но если вы измерите поток, зная при этом расстояние до его источника или имея какие-то приблизительные его оценки, то сможете использовать закон обратных квадратов, чтобы определить светимость – примерно это мы обычно и хотим сделать, поскольку именно этот путь позволяет узнать, формируются ли в ней все еще новые звезды или нет.

А теперь давайте заменим лампочку какой-нибудь далекой галактикой и посмотрим на нее через наш телескоп. Теперь вместо сферы, окружающей лампочку, представьте вокруг этой далекой-далекой галактики гигантскую невидимую сферу, на поверхности которой примостилась Земля. Поток энергии, то есть фотоны, движется от галактики сквозь эту сферу. Наша задача – уловить какую-то долю этого света, используя зеркала телескопа. Проблема в том, что площадь нашего телескопа по сравнению со всей площадью воображаемой сферы крайне мала, поэтому мы можем уловить лишь ничтожно малую долю этих фотонов. Вот почему мы постоянно создаем телескопы все бо́льших размеров.

«Хаббл», который наблюдает за Вселенной с крайне удобной позиции – за пределами земной атмосферы, – благодаря своим выдающимся возможностям к производству четких снимков произвел революцию в нашем представлении о галактиках. Запущенный в 1990 году, «Хаббл» и сегодня продолжает поставлять науке уникальные данные

На самом деле, как уже было отмечено выше, на Земле крайне мало телескопов, которые могли бы выполнять наблюдения так, как нам нужно, учитывая то, что новые объекты всегда светят слабее и находятся дальше, а наблюдаемая Вселенная безгранична. Поэтому такие телескопы должны не только быть большими, но зачастую еще и размещаться в экстремальных местах: на вершинах гор, на высоких плато или, что еще лучше, в космосе. Все потому, что после путешествия длиной в 10 млрд лет эти фотоны, прежде чем попасть на наши детекторы, должны пройти последний барьер – атмосферу Земли. Она полна помех – из-за молекул, поглощающих фотоны; еще больше положение ухудшают определенные световые частоты. Атмосфера работает как фильтр, который блокирует часть лучей, идущих из космоса. Возьмем, к примеру, ультрафиолетовые (УФ-) фотоны: они представляют собой весьма полезный для астрофизики образец, так как их излучают молодые массивные звезды. Благодаря этому определение уровня интенсивности УФ-излучения галактики может использоваться для установления активности формирования звезд (хотя это довольно сложный процесс). Однако атмосфера Земли исключительно хорошо поглощает УФ-фотоны. И это прекрасно, потому что так она защищает нас от смертельного облучения солнечными УФ-лучами. Но она же делает занятие УФ-астрономией на Земле исключительно трудным, позволяя захватить волны длиной примерно 300 нм, прежде чем все УФ-излучение будет заблокировано. Однако стоит разместить УФ-чувствительный детектор в космосе, за пределами атмосферы, – и проблема исчезает. Один из современных орбитальных космических телескопов – работающий в УФ-диапазоне GALEX (от англ. Galaxy Evolution Explorer – «Исследователь эволюции галактик») – был запущен в 2003 году и закончил свою миссию в 2013-м. GALEX должен был измерять УФ-излучение, выпущенное молодыми массивными звездами в ближних и дальних галактиках, чтобы воссоздать историю формирования звезд во Вселенной. Он выполнял наблюдения, проведение которых на Земле просто невозможно.

Атмосфера не только поглощает часть излучения, которое мы хотим собирать, – она также задает направление, в котором фотоны движутся. Это приводит к получению искаженных и размытых изображений, как если бы мы пытались сфотографировать монету на дне бассейна. И здесь вступает в игру принцип преломления: изменение направления луча (волны), возникающее на границе двух сред, через которые этот луч проходит, меняя скорость. Наша атмосфера – не гладкая и не однородная; она состоит из большого количества разных движущихся и турбулентных слоев и «клеток». Если вы посмотрите не на монету в бассейне, а попытаетесь сфокусироваться на свете звезды, больше похожей на точку на небосводе, то увидите не стабильное яркое свечение, а его размытую, как бы мерцающую версию. Степень размытости, возникающей из-за атмосферы, называется видимостью, и еще совсем недавно она была фундаментальным препятствием для увеличения резкости изображений астрономических объектов, которые можно было сделать с поверхности Земли.

Один из четырех телескопов VLT Европейской южной обсерватории в процессе работы. Яркая полоса стреляет в небо мощным лазером, который используется для создания искусственной «звезды-поводыря» путем возбуждения атомов натрия высоко в атмосфере. Возбужденный натрий светится, как звезда, свет которой используется в качестве эталонного источника для выполнения корректирующей адаптивной оптики, которая может повысить четкость изображений, снятых с Земли, и компенсировать эффект размытия, возникающий из-за турбулентной атмосферы планеты

Для решения этой проблемы есть два пути. Первый – самый простой: запустите телескоп в космос, чтобы вообще не нужно было смотреть через атмосферу. Однако здесь есть другая сложность: запуск объектов на орбиту – слишком дорогой и рискованный процесс. Рискованный потому, что вы должны запустить хрупкий и дорогостоящий инструмент на орбиту, прикрепив его к ракете. Но и отдача велика, и мы, разумеется, приходим к концепции всемирно известного детища космической съемки – телескопа «Хаббл». Он довольно мал, если сравнивать площадь его зеркала сплощадью зеркал наземных телескопов (зеркала очень тяжелые, и поэтому тащить их в космос очень затратно), но зато ему не приходится бороться с поглощением или искажением излучения в атмосфере, так что он производит исключительно четкую и высокочувствительную съемку. Второй путь – разработка какой-то наземной технологии, которая позволит скорректировать помехи, вызванные земной атмосферой. В этом случае можно использовать самые большие зеркала, вес которых не позволяет развернуть их в космосе. Тогда видимость с поверхности Земли улучшится, и разрешение наземных телескопов с такой технологией может даже превзойти «Хаббл». Секрет заключается в активном контроле оптики телескопа, чтобы компенсировать стремительно меняющуюся модуляцию поступающих световых лучей, в результате корректируя искажения, вызванные атмосферой. Чтобы добиться эффективности выполнения исследований, эту коррекцию нужно производить несколько сотен раз в секунду. Звучит нереально, не правда ли? Тем не менее технология существует – это называется адаптивной оптикой, и вот как она работает.

Представьте, что вы бросили камень в бассейн со стоячей водой и наблюдаете за тем, как по поверхности воды расходятся круги от точки его падения. Возле места удара круги сохраняют отчетливую округлую форму, но чем дальше от него, тем шире становится их окружность и тем больше они становятся похожими на параллельные волны. Те же принципы действуют и в отношении лучей света от отдаленных астрономических источников, входящих в столкновение с атмосферой Земли. К тому моменту, когда излучение достигает Земли, световые лучи приобретают форму идеальных параллельных волн, но при прохождении через атмосферу ее молекулы нарушают это идеальное состояние и искажают параллельные очертания, что и приводит к «размыванию» изображения. Для научных целей нам необходимо убрать это вмешательство, возвращая входящим волнам их параллельное состояние.

Чтобы это сделать, нужно отслеживать искажения в ярком эталонном «точечном» источнике, подобном звезде. При отсутствии атмосферных искажений звезда должна выглядеть как одиночный устойчивый источник света с характерными формами. Если рядом с местом вашего наблюдения такой яркой звезды нет, на помощь приходят телескопы с мощным лазером, который может создать фальшивую звезду, захватывая атомы натрия, находящиеся в тонком слое атмосферы на высоте 100 км. Отслеживая модуляции этого опорного источника в виде искусственной звезды, специальная аппаратура выявляет и корректирует искажения, вносимые земной атмосферой, как если бы мы смотрели на него не через атмосферу, а из космоса, – для приближения к реальным условиям размеры зеркала телескопа могут быть изменены (совсем немного). Один из способов достижения такой компенсации – использование специально сконструированных зеркал с крошечными сегментами, которые могут двигаться вверх и вниз, изменяя очертания поверхности зеркала, что позволяет разгладить входящие волновые фронты. Это примерно то же, что подбросить в воздух теннисные мячики, а затем попытаться поймать их все строго в один и тот же момент. Результаты работы адаптивной оптики изумительны – почти 30-кратное улучшение разрешения по сравнению с обычными наземными наблюдениями.

Охота на фотоны при помощи зеркал сама по себе бессмысленна. Чтобы получить какие-либо научные результаты, эта энергия должна быть записана: здесь нам поможет прибор с зарядовой связью, или ПЗС (англ. Charge-Coupled Device, CCD). Это устройство, заменившее фотопластины прошлого, вот уже более 20 лет используется практически во всех астрономических детекторах. Сегодня данная технология используется во всех сферах нашей жизни. И как же она работает?

ПЗС – это двумерный массив детекторов, аналогичный пикселям в цифровом изображении (в своем простейшем применении они фактически создают содержимое пикселей в изображении). Каждый детектор выполнен из полупроводника, выполненного, как правило, из поликремния; фотон, попадая на один из таких детекторов, может вырабатывать небольшой электрический заряд. Количество заряда, возникшего в результате прохождения фотона через детектор, увеличивается линейно, так что если мы погрузим наш чип в фотоновую ванну, другими словами «экспонируем» ПЗС, то сможем создать большой заряд, который будет соответствовать количеству света, попадающего на него во время экспозиции. Зарядом можно управлять с помощью напряжений, и поэтому после подходящего времени экспозиции мы можем «считывать» заряд в каждом пикселе, перетаскивая сигнал в каждом детекторе на края ПЗС, где он может быть электронно усилен и пропущен через преобразователь, который превращает аналоговое напряжение в цифровой сигнал (так называемый аналого-цифровой преобразователь). На этом этапе мы можем сохранить информацию для последующих поколений в двумерном массиве пикселей – цифровом изображении, загруженном в память. И здесь начинается самое веселье.

Для вашей цифровой камеры закрытие затвора является завершением ее работы. Изображение, получаемое на экране, обычно представляет собой чрезвычайно точное воспроизведение сфотографированного вами объекта и не требует большой, если вообще какой-либо, последующей обработки. Но повседневная фотография пользуется преимуществом, в котором столь нуждаются астрономы и которого, как правило, им не хватает, – отношением «сигнал – шум». Проще говоря, сигнал, который мы обычно ищем, например свет, испускаемый какой-то далекой галактикой, часто затмевается излучением с неба и может быть сопоставим по размеру со случайными флуктуациями или шумом при считывании каждого детектора. Иногда нам даже приходится беспокоиться о количестве «темного» сигнала, возникающего из-за образования заряда в каждом детекторе в результате теплового производства электронов в полупроводнике и присутствующего, даже когда на ПЗС не падает свет. То есть, если кратко, необработанные астрономические данные – это безобразная свалка информации. Мало того, что нам обычно приходится комбинировать множество экспозиций одного и того же участка неба в поисках нужного сигнала, так мы еще и должны проводить серьезную последующую обработку, чтобы получить изображения научного уровня или хотя бы того, что можно было бы счесть «красивыми картинками». Этот процесс называется сокращением данных, так как мы начинаем работу с большим количеством данных и в итоге отбрасываем существенную часть, сводя их в одно изображение.

ПЗС – не единственные детекторы, востребованные в астрономии. Мы постоянно развиваем (вернее, эксплуатируем) технологии, позволяющие обнаруживать другие формы излучения далеких галактик. Например, я пишу этот текст, сидя в гостинице в Хило, на Большом острове Гавайи. Я здесь, потому что помогаю с вводом в эксплуатацию новой камеры на телескопе Джеймса Клерка Максвелла под названием SCUBA-2. Это камера, чувствительная к субмиллиметровым волнам, то есть к свету с длинами волн 450 и 850 микрон.

В этом случае не подойдет традиционное полупроводниковое устройство – понадобится нечто куда более экзотическое. SCUBA-2 по-прежнему использует двумерный массив пикселей, но при этом каждый детектор – это сверхпроводящий «датчик границы перехода», который поддерживается при температуре чуть выше абсолютного нуля. Эти устройства могут измерять субмиллиметровые фотоны по небольшому изменению температуры, которое они передают при попадании на детектор, что меняет электрическое сопротивление (его можно измерить как небольшой сдвиг в напряжении, обычно в миллиардную долю вольта). Напряжения можно преобразовать в цифровой сигнал, который затем сохраняется. Таким образом мы получаем способ записи попадающего к нам света. Как показывают эти примеры, подходы к практической реализации задачи зависят от движения вдоль электромагнитного спектра, но общим во всех вариациях остается преобразование входящего электромагнитного потока в цифровой сигнал: его можно откалибровать так, чтобы получить данные о количестве энергии, поступившей на определенную частоту света. Это и есть наш ключ к интерпретации результатов наблюдений за далекими галактиками.

Прежде чем SCUBA-2 приступит к своим научным обязанностям, следует досконально изучить механизмы работы камеры и данные, которые она может поставлять. То есть мы пытаемся не только использовать инструмент, чтобы найти что-то новое, но и разобраться в нем самом. Эта камера была установлена на телескопе совсем недавно, и, пока я пишу эти строки, ее готовят к эксплуатации, проводя множество испытаний и устанавливая многочисленные настройки. К тому времени, когда вы начнете читать эту книгу, SCUBA-2 будет проводить настоящие астрономические исследования.

Внедрение в промышленную эксплуатацию любого нового инструмента – процесс сам по себе захватывающий, как бы этот механизм ни расстраивал и ни разочаровывал техников и инженеров, которые его создали. Но наша задача – не просто встроить прибор в телескоп и открыть затвор. В случае со SCUBA-2 весь агрегат сначала должен быть охлажден до криогенных температур – около градуса выше абсолютного нуля, – после чего уже проверяются все отдельные детекторы: каждый ли работает, все ли они одинаково реагируют на входящие фотоны, какие могут быть искажения. Кроме того, необходимо разработать новое программное обеспечение для управления камерой и обработки исходных данных, которые с нее поступают. Все эти подготовительные процессы требуют немало времени, но они крайне важны для успешного проведения научных экспериментов: чтобы корректно интерпретировать новые результаты, нам необходимо точно понимать, как работает прибор.

На субмиллиметровых длинах волн основная часть сигнала, который видит камера, на самом деле исходит от атмосферы Земли, и эта составляющая чрезвычайно изменчива. Сигнал с неба, равно как и случайные смещения, рост усиления и скачки данных, вызванные различными сбоями и другими происками злых сил, должен быть аккуратно выделен из общего массива. Поскольку устройства камеры SCUBA-2, которые считывают сигнал, также являются отличными магнитометрами, мы получаем на картах еще и некоторое остаточное «излучение», вызванное загрязнением от магнитного поля Земли. К счастью, мы можем удалить этот сигнал, используя некоторые хитрые методы обработки и экранируя чувствительный инструмент от как можно большей части магнитного поля. Причина, по которой нам нужна субмиллиметровая камера, заключается в том, что галактики испускают огромный спектр разнообразных форм излучения, источники которого – различные компоненты галактик и происходящие в них физические процессы. В случае субмиллиметровых полос этот свет связан с холодной пылью и газом в областях звездообразования. Но мы должны научиться улавливать все формы электромагнитной энергии, приходящей к нам из других галактик.

Каждый день мы имеем дело с самыми разными проявлениями электромагнитного излучения, будь то рентген в больнице, микроволновая печь на кухне или аналоговое радио. Совершенно очевидно, что источники (и природа) излучения, с которым мы сталкиваемся каждый день, сильно различаются и играют разные роли в нашей жизни, но они постоянно нас окружают. Нашим глазам доступны только те волны, к восприятию которых они приспособлены, тогда как радиоприемники и телевизоры могут «видеть» – в некотором смысле – фотоны с длинами волн, намного превышающими видимый свет.

Представьте, что вы можете видеть только радиоволны – тогда мир вам казался бы совсем иным. На самом деле он был бы абсолютно неузнаваемым по сравнению с тем, что мы видим обычно. Но радио могло бы рассказать вам о нашем мире что-то совершенно новое, чего нет в обычном, видимом свете. Только взглянув со всех возможных углов, мы можем создать целостную картину того, как работают галактики. Это называется многоволновым подходом.

Лучшим примером этого подхода могут стать многоволновые изображения нашей Галактики. Все небо нанесено на карту при помощи различных телескопов – от использующих гамма- и рентгеновские лучи очень высоких энергий до УФ-и видимого диапазонов, ближнего, среднего и дальнего инфракрасного и миллиметрового и, наконец, радиодиапазонов. На изображениях неба на любой длине волны преобладает излучение диска и балджа нашей Галактики, и эти карты обычно сориентированы так, чтобы диск горизонтально проходил через центр изображения, проецируясь в то, что мы называем галактическими координатами.

Оптический, или видимый, свет показывает излучение звезд, но по направлению к средней плоскости диска и в центре балджа есть темные пятна, где вид заслоняет межзвездная пыль. Если обратиться к ближнему инфракрасному диапазону (с длинами волн несколько микрон), картина изменится. Мы все еще видим звезды, но на этот раз темных пятен стало меньше: фотоны ближнего инфракрасного диапазона рассеиваются и поглощаются не так легко, как фотоны с оптической длиной волны, что позволяет нам смотреть сквозь межзвездную пыль, как если бы ее там не было. Сейчас мы видим преимущественно свет более старых звезд в Галактике, которые излучают бо́льшую часть своего света в ближней инфракрасной области спектра, причем балдж и диск ярко светятся. Перейдем к дальнему инфракрасному излучению: здесь мы увидим свечение самой межзвездной пыли, снова сконцентрированной в диске и переизлучающей энергию, которую она поглотила от падающего звездного света. Если мы взглянем на очень специфическую радиочастоту – 1,4 ГГц (эквивалентной длине 21-сантиметровой волны), – то обнаружим в Галактике атомарный водород. В этом случае балдж будет не таким заметным, потому что бо́льшая часть радиоизлучения берет свое начало в узкой средней плоскости с атомарным газом в плотном диске Млечного Пути. Если продолжить и просканировать весь электромагнитный спектр, то мы получим полный комплект волн. Все эти разные виды на нашу Галактику представляют собой слои, которые мы можем снять, чтобы понять ее структуру и физику. Мы можем проделывать это как с нашей Галактикой, так и с любой другой. Главное, что мы должны понимать, – любое одноволновое представление о галактике всегда будет неполным, и только объединив данные, мы сможем увидеть полную картину.

Обычно, когда мы просто делаем снимок неба с помощью телескопа, ПЗС или какого-либо другого детектора, мы лишь собираем весь свет, который проходит через какой-то фильтр перед детектором или, в радиоастрономии, диапазон частот, передаваемый приемником, который работает иначе, чем ПЗС. В режиме видимой и ближней инфракрасной длины волны фильтры разделяют оптическую (видимую) часть электромагнитного спектра на сегменты, переходя от синего к красному, – вместе они называются фотометрическими системами. Каждый фильтр ограничивает диапазон частот света, который может попасть в детектор. Самые широкие, то есть охватывающие самый большой диапазон по частоте, – широкополосные фильтры. Изображения далеких галактик, полученные с помощью таких фильтров, предоставляют морфологическую информацию о распределении звездного света: форме галактики (скажем, спиральной или эллиптической), размере балджа по сравнению с диском и т. д. Такие изображения – и есть самая привлекательная сторона астрономии. Но в этом широкополосном свете закодировано намного больше информации. Он может быть разложен подобно белому свету, проходящему через стеклянную призму: цвета, составляющие белый свет, разделяются, потому что монохроматические фотоны преломляются, или изгибаются, слегка различаясь в зависимости от их частоты, то есть цвета. Поэтому когда белый свет проходит через призму, мы и видим радугу цветов – мы рассеяли свет.

Представьте, что вы держите призму и проецируете радугу на экран. Если измерить интенсивность света в каждом из цветов, можно обнаружить, что она увеличивается и падает с каждой определенной отметкой, достигая пика около зеленой/желтой отметки, – это «спектр» нашего Солнца: распределение энергии, испускаемой как функция частоты. Мы можем использовать спектр, чтобы узнать о составе и физике Солнца. Но это всего лишь одна звезда; измеряя спектры целых галактик, мы видим комбинированный свет миллиардов звезд, а также газ между ними.

Чтобы измерить астрономические спектры, мы можем использовать и детекторы ПЗС для записи фотонов, но критически важным здесь становится наличие в аппаратном обеспечении дисперсионного элемента. Он может представлять собой призму или, что сегодня встречается чаще, решетку (по сути это набор узких щелей, расположенных близко друг к другу, которые рассеивают свет за счет дифракции при прохождении волн через решетку) или гризму (объективную призму), то есть комбинацию призмы и дифракционной решетки, которая пропускает свет, не смещая его спектр. Каким бы ни был дисперсионный элемент, его цель – разделение света в соответствии с частотами его компонентов, поэтому белый свет или любой диапазон частот, пропущенный фильтром, становится радугой. Это дорого обходится с точки зрения времени, которое необходимо потратить на проведение наблюдений, ведь, когда мы рассеиваем свет, полная энергия в световом пучке распределяется в соответствии с интенсивностью спектра. Подобно маслу, которое мы размазываем по хлебу, в этом случае свет распределяется по большему количеству ПЗС-пикселей, чем если бы он не проходил через дисперсионный элемент. Поэтому в данном случае, как правило, требуется гораздо более длительная экспозиция для получения спектра, чем при простом фотографировании объекта, где весь свет концентрируется на меньшем количестве пикселей.

Одного наличия чувствительной аппаратуры и больших телескопов недостаточно; географическое расположение этих объектов также имеет большое значение, и, поскольку мы постоянно расширяем границы исследований, астрономы предъявляют все более высокие требования к местам, где можно разместить телескопы. Одно из них – скромная гора Серро-Параналь высотой 2000 м в чилийской пустыне Атакама, расположенная примерно в 120 км к югу и вглубь от северного прибрежного города Антофагасты и почти в 1000 км к северу от Сантьяго. Достаточная высота, исключительно засушливые условия, стабильная атмосфера и удаленность делают эту локацию прекрасным местом для астрономических наблюдений. Из Южного полушария можно увидеть Большое и Малое Магеллановы Облака. Эти две карликовые галактики – мало-массивные, относительно слабые и отнесенные к классу нерегулярных – являются спутниками гораздо бо́льшего Млечного Пути и множества известных созвездий, таких как Южный Крест, которые не видны из Северного полушария. Многие интересные галактики, которые мы хотели бы наблюдать, да и в принципе большая часть неба, видны только из Южного полушария, так же как и некоторые галактики видны только из Северного. Вот почему нам нужны телескопы в обоих полушариях – еще одна проблема для наблюдателей, оказавшихся в ловушке на поверхности маленькой сферы.

Паранал – это дом поразительных телескопов VLT Европейской южной обсерватории. В настоящее время только два телескопа Кека на вершине Мауна-Кеа на Большом острове Гавайи (еще одной из ключевых позиций для наземной астрономии) с их 10-метровыми сегментированными зеркалами превышают 8-метровый класс оптических телескопов. На Земле есть телескопы с тарелками, намного превышающими 10 м, но они предназначены для обнаружения фотонов с бо́льшей длиной волны, например радиоволн. Отражающие поверхности радиотелескопов выполняются не из посеребренного стекла, потому что радиоволны легко отражаются другими материалами, такими как бетон или алюминий, к тому же изготавливать из них очень большие тарелки намного проще, чем из стекла. Именно поэтому физические размеры телескопов, которые обнаруживают видимые и ближние инфракрасные фотоны, ограничены.

Магеллановы Облака – это две карликовые галактики, являющиеся спутниками Млечного Пути. Облака названы в честь Фердинанда Магеллана – португальского исследователя. Путешествия привели его в южные широты, где видны эти облакоподобные структуры; до него их уже отмечали в своих трудах европейские исследователи в эпоху позднего Средневековья в XV веке, а до них – персидские астрономы в X веке. А для коренных народов Южного полушария Магеллановы Облака уже несколько тысяч лет являются частью привычной картиныночного неба

Зеркала – или «световые ведра», как мы их называем, – лишь одна из частей телескопа. Телескопы VLT оснащены целым арсеналом оборудования, необходимого для захвата, записи и измерения собранных фотонов, например камерами, спектрографами и измерителями интегрального поля, которые могут улавливать фотоны как с ультрафиолетовой длиной волны (до того, как атмосфера Земли начнет блокировать все, что находится ниже длины волны около 300 нм), так и в ближней инфракрасной области на длине волны около двух микрон. Если телескоп или инструмент, прикрепленный к нему, не назван в честь человека (обычно известного астронома), то он обычно становится известен под какой-либо аббревиатурой – даже космический телескоп «Хаббл», названный в честь астронома Эдвина Хаббла, часто называют просто КТХ. У нас среди прочих есть телескоп VLT Европейской южной обсерватории, оснащенный такими инструментами, как ISAAC (от англ. InЂared Spectrometer and Array Camera – Инфракрасный спектрометр и матричная камера), FLAMES (рус. «пламя»; от англ. Fibre Large Array Multi-Element Spectrograph – Многоэлементный спектрограф с большим массивом волокон), HAWK-I (рус. «ястреб»; от англ. High Acuity Wide field K-band Imager – Широкополосный регистратор K-диапазона с высокой четкостью) и VIMOS (от англ. Visible Multi Object Spectrograph – Мультиобъектный спектрограф видимого света).

Точное описание этих приборов не так уж важно. Я просто выбрал их наугад из длинного списка камер и детекторов, используемых в настоящее время. Дело в том, что на разные вопросы, которые ставит перед собой наука, можно отвечать, используя разные инструменты. Например, мы могли бы создать простое изображение галактики с помощью камеры HAWK-I, оснащенной ПЗС, чувствительным к ближнему инфракрасному излучению. Возможно, мы хотим сделать карту более старых звезд в какой-то галактике. Получив наше изображение, мы сможем использовать инфракрасный спектрометр и матричную камеру ISAAC для измерения спектра ближнего инфракрасного света. Сделать это можно, разместив узкую щель на пути света, исходящего из галактики, – и, следовательно, изолировав его от всего остального света, исходящего от неба, или даже от остальных частей самой галактики. Затем нужно рассеять ближний инфракрасный свет от галактики и разбить его на составляющие – аналогичным образом капли дождя образуют радугу, рассеивая солнечный свет. Это позволит определить, сколько энергии испускается на разных частотах, а подробная форма спектра предоставит информацию о составе звезд и газа и об их относительных движениях в галактике.

Надстройка телескопа, включающая в себя защитный купол, зеркала, распорки, вычислительную инфраструктуру диспетчерского пункта, операторов и даже бетонный постамент, на котором все это находится, – довольно статичный процесс, но самое замечательное в инструментах – то, что их можно заменить на новые, если их предшественники сломались или устарели. Старые инструменты демонтируют, а новые устанавливают в специальные порты, куда направляется свет, собранный основным зеркалом. Он рассеивается в определенную сторону благодаря тщательно спроектированной оптической направляющей. Огромное количество усилий и изобретательности инженеров направлено на разработку новых приборов для телескопов, чтобы удовлетворить постоянно возрастающие потребности науки, которые обычно заключаются в достижении более высокой чувствительности и эффективности приборов и снижении их стоимости. Это вынуждает искать новые решения за пределами астрономии, например в сферах ПЗС-датчиков и оптики. Есть также взаимодействие с областями, работающими, казалось бы, в совершенно другой плоскости, такими как медицина: к примеру, принципы измерения волнового фронта, используемые в адаптивной оптике, могут применяться для компенсации дегенерации желтого пятна в человеческом глазу.

Резиденция астрономов, или отель Residencia, на горе Серро-Параналь действительно необычна. В этом отеле размещаются астрономы и другие сотрудники, работающие в Паранальской обсерватории, и больше всего он напоминает логово злодея из фильмов про Бонда (кстати, именно здесь проходили съемки нескольких эпизодов «Кванта милосердия»). Резиденция расположена в нескольких километрах от телескопов, которые находятся на вершине Серро-Параналь. Геометрический фасад отеля выполнен из бетона и окрашен в такой же красный, марсианский оттенок, как и сама пустыня, ажурный фасад здания оформлен стеклами, но бо́льшая его часть спрятана прямо в теле горы: там находятся комнаты, ресторан, тренажерный зал и офисы. Вход в резиденцию – атриум, больше похожий на каверну, украшенную субтропическими растениями. Главным его украшением стал бассейн, который увлажняет необычайно сухой воздух, а также охлаждает разгорячившихся астрономов. Это невероятное место для работы.

Во время наблюдательной поездки к телескопу VLT я имел честь наблюдать за строительством телескопа VISTA – четырехметрового аппарата вдвое меньше телескопа VLT, и предназначенного только для одной цели: проводить большие наблюдения. Он оборудован огромной цифровой 67-мегапиксельной камерой с зеркальным объективом, которая позволяет сделать снимок неба диаметром 1,65 градуса (около трех диаметров полной Луны). Большая площадь в сочетании с отличной чувствительностью камеры делает VISTA эффективным инструментом для создания больших, глубоких карт неба. Благодаря этому мы можем наблюдать тысячи отдаленных галактик одновременно, что важно для статистических исследований, а также получить представление об их распределении в космосе. VISTA проводит несколько исследований во внегалактическом широком поле (особенно хорошо он обнаруживает крайне далекие галактики), а также, разумеется, и в нашей Галактике.

Но зачем тащить телескопы и оборудование стоимостью в миллионы долларов в одни из самых отдаленных и негостеприимных мест на Земле, собирая в итоге лишь несколько фотонов, слегка освещающих нам космическую историю длиной в 14 млрд лет? Если подумать, количество энергии, которое мы на самом деле собираем из астрономических источников, фантастически мало: энергии, получаемой от галактики, которую я изучаю, в секунду на единицу площади примерно в 1000 раз меньше, чем кинетической энергии одиночной снежинки, упавшей на детектор размером с Великобританию. Галактики играют небольшую роль в нашей жизни. Мы знаем, что Земля круглая, что она – не центр нашей Солнечной системы и что есть и другие планеты. Так действительно ли нам нужно знать, что там, за Млечным Путем, куда мы никогда не отправимся в путешествие? Я бы, конечно, сказал, что да.

То, что мы узнаем о Вселенной, и в самом деле пока не дает такой прямой практической пользы, как, скажем, знание о том, что Земля – это сфера. Однажды люди или, что более вероятно, потомки нашего вида (а может быть, автономные машины для исследования, которые они построят) будут исследовать Галактику более масштабно, но этого, вероятно, не случится в ближайшие сотни или даже тысячи лет. И почти наверняка мы никогда не посетим какую-нибудь другую галактику (хотя и во Млечном Пути есть чем заняться любой цивилизации в течение многих эпох). Исследование ближайших областей Солнечной системы человеком и роботом, безусловно, будет жизненно важно для будущих поколений, будь то колонизация Луны и Марса или горные разработки астероидов для добычи полезных ископаемых. Но зачем тогда утруждаться изучением структуры и прочих вопросов Вселенной за пределами нашей Галактики?

Человечеством движут атавистическое очарование миром природы и желание в мельчайших деталях понять его механизм. Это, в свою очередь, требует понимания Вселенной в целом: ее содержания и эволюции. Когда я смотрю на звезды, мне мало просто восхищаться их деликатной красотой и таинственностью. Я хочу знать, что такое звезды: из чего они сделаны, как рождаются, как далеко находятся. Не знать ответов на эти вопросы, по крайней мере для меня, – то же самое, что наблюдать за грозой и не знать, что такое капля дождя. Астрономия дает ответы на некоторые из наших самых фундаментальных вопросов и рисует более ясную картину природы и нашего места в ней. И хотя вопросы обусловлены только нашим желанием понять, сам по себе научный процесс неоднократно доказывал, что он приводит к открытию новых практических решений проблем реального мира. Хороший пример – разработка беспроводной системы Wi-Fi, которая позволяет компьютерам и другим устройствам обмениваться данными по воздуху. Алгоритмы, обеспечивающие бесперебойную передачу и прием радиосигналов (хоть и с небольшими помехами), стали результатом развития методов обработки сигналов в радиоастрономии. Но я думаю, что на самом деле все сводится к одному: мы не прекратили заниматься астрономией по той же причине, по которой не перестаем заниматься искусством – это просто часть нас.

Что мы знаем

Астрономия – древняя наука. Наши первые шаги были небольшими и медленными, но сегодня мы подобны спринтерам. Внегалактическая астрономия все еще относительно молода как научная дисциплина, и мы познаем все больше нового с удивительной скоростью. Лишь за несколько последних поколений мы поняли, что наша Галактика живет сама по себе, а вне ее во Вселенной существует множество других галактик.

Но, с другой стороны, о гелиоцентричности Солнечной системы мы знаем уже почти полтысячелетия. Давайте начнем с небольшого исторического экскурса, который погрузит нас в процесс возникновения исследований эволюции Галактики.

В геоцентрических и ранних гелиоцентрических моделях, которые помещали Землю и Солнце в центр Вселенной, звезды не считались трехмерными объектами, распределенными в пространстве. Скорее, их представляли «зафиксированными» на небесной сфере, прямо за планетами. В конце XVIII века брат и сестра Гершели – Уильям и Каролина – искали доказательства регулярности распределения звезд, подсчитывая их количество на разных участках неба. Они обнаружили, что количество уменьшается по мере удаления от Солнца, и пришли к выводу, что Солнце является центром Вселенной. Однако в наблюдениях Гершеля не учитывалась эта противная, все затемняющая межзвездная пыль, которой, как мы теперь знаем, особенно много возле центра Галактики и которая маскирует истинное количество звезд. Это пример того, насколько современные для того времени измерительные приборы и методы наблюдения не подходили для ответов на возникшие вопросы.

Первое и довольно предсказуемое предположение о том, что мы живем в отдельной галактике, а Солнце и Земля – лишь ее второстепенные компоненты, было сделано английским астрономом Томасом Райтом из Дарема, который в 1750 году опубликовал свой трактат «Оригинальная теория, или Новая гипотеза Вселенной». В этой работе он утверждал, что полоса на небе под названием Млечный Путь видна по той причине, что мы живем в сплюснутом диске звезд. Он даже предположил (ну, или как минимум упомянул), что «облачные пятна», то есть некоторые туманности на небе, – это внешние системы, расположенные крайне далеко от диска. Несколько лет спустя эту идею развил философ Иммануил Кант. О концепции Райта известно главным образом именно благодаря использованию ее Кантом как идеи «островной Вселенной» – такой термин использовал философ при изложении гипотезы о том, что «спиральные туманности» – это другие, далекие галактики.

Даже в 1920-е годы еще бушевали споры об истинной природе спиральных туманностей и размерах Вселенной. «Большой спор» между Харлоу Шепли и Гебер Кертис в 1920 году – яркая иллюстрация того периода. Шепли приводил доводы в пользу того, что Млечный Путь – это и есть вся Вселенная, пространство которой пронизано звездами, газом и пылью. По его мнению, спиральные туманности были частью этой всеобъемлющей звездной системы. Кертис, в свою очередь, защищал модель островной Вселенной, где космос представлялся огромным пространством, а галактики – отдельными скоплениями звезд, разделенные гигантскими расстояниями. В сущности, именно невероятно большие расстояния между Млечным Путем и другими спиральными туманностями стали причиной скептического отношения к островной модели.

На этом широкоформатном снимке, заполненном звездами нашей Галактики, видна туманность Андромеды. Для человеческого глаза галактика Андромеда – всего лишь нечеткое пятно слабого света среди других звезд, и прежде, даже при наблюдениях с телескопом, считалось, что эта спиральная туманность и другие, ей подобные, являются частью Млечного Пути. В конце концов, Млечный Путь содержит туманные области, такие как туманность Ориона, и множество других экзотических объектов вроде шаровых скоплений; так почему же Андромеда должна быть чем-то другим? Однако когда по итогам наблюдений за цефеидами удалось определить расстояние до Андромеды и других близлежащих галактик, стало ясно, что все они – внешние системы, отделенные от нас безбрежным пространством. Это облачное пятно находится от нас примерно в миллион раз дальше, чем звезды, которые его «окружают» на небе

В конце концов, было доказано, что модель островной Вселенной верна. Теперь мы видим, что наша Галактика и в самом деле не находится в центре Вселенной: это всего лишь одно из миллиардов звездных скоплений, причем галактики разделены расстояниями, намного превышающими их размер. Но как мы поняли это эмпирически?

Основное доказательство было получено позже, в 1920-х годах, когда астрономы изучали особый тип звезды в спиральной туманности в созвездии Андромеды. Этот объект также известен как M31, поскольку он был записан под номером 31 в каталоге туманностей и звездных скоплений, составленном в XVIII веке астрономом Шарлем Мессье. В безлунную ясную ночь M31, или галактику Андромеда, можно увидеть в бинокль или даже невооруженным глазом как вытянутое пятно слабого света. Находящиеся в этой галактике пульсирующие переменные звезды – цефеиды – отличаются от большинства других звезд тем, что они пульсируют с изменением светимости, увеличиваясь примерно в два раза в течение регулярного цикла. Цефеиды названы в честь дельты Цефея – четвертой по яркости звезды в созвездии Цефея и одной из первых в своем роде, обнаруженной в XVIII веке.

Цефеиды пульсируют, потому что эти звезды расширяются и сжимаются. Непрозрачность газа в фотосфере звезды (внешних слоях газа) определяет, сколько света, генерируемого ядерным синтезом в ядре, может фактически уйти от звезды, а не отразиться от газа через газ в процессе поглощения и переиз-лучения. Непрозрачность фотосферы связана с давлением газа: во время цикла расширения и сжатия происходит систематическое изменение плотности газа, давления и, следовательно, общего количества испускаемых фотонов. То, что мы видим, – это регулярное изменение светимости цефеиды, когда она становится то ярче, то тусклее.

Типичная продолжительность цикла пульсации цефеиды чрезвычайно коротка в астрономических терминах. На самом деле эти изменения вполне можно соотносить с человеческой шкалой времени: они могут длиться от нескольких дней до нескольких недель. Если вам интересно, то поэкспериментировать можно даже с помощью небольшого телескопа, измеряя яркость цефеид от ночи к ночи и отслеживая их световые колебания. Пожалуй, в Северном полушарии проще всего наблюдать за одной из самых известных цефеид – Полярной звездой.

Не так давно было установлено, что цикл цефеиды дает очень полезную корреляцию: существует тесная связь между длиной цикла пульсации отдельной звезды (временем между пиками яркости) и ее средней светимостью. Цефеиды с более длинными периодами ярче своих «коллег» с более короткими. Это открытие сделала американский астроном Генриетта Суон Ливитт, которая опубликовала свои наблюдения за цефеидами Большого Магелланова Облака в 1912 году.

Почему соотношение «период – светимость» так полезно для нас? Если мы знаем внутреннюю яркость объекта (общее количество энергии, которое он излучает каждую секунду), то можем сравнить эти показатели с его видимой яркостью на небе (потоком, который мы измеряем с помощью телескопа) и таким образом определить, как далеко он находится. Так как наблюдаемая яркость источника падает согласно хорошо известному закону обратных квадратов, если у вас есть данные о внутренней светимости объекта, то есть об общем количестве выделяемой энергии, вы можете, основываясь на законе обратных квадратов, посчитать расстояние до них. Примерно в то же время, когда Генриетта Суон Ливитт сделала свое открытие, датский астроном Эйнар Герцшпрунг откалибровал отношение периодичности к свету, используя расстояния до цефеид в Млечном Пути, для которых он измерил параллакс, связав тем самым технику определения расстояния до цефеид с техникой измерения независимого расстояния. Точное измерение физических расстояний – одна из самых сложных проблем в астрономии, и поэтому мы называем небесные тела вроде цефеид стандартными свечами, потому что они представляют собой объекты, светимость которых хорошо откалибрована.

Эдвин Хаббл и Милтон Хьюмасон обнаружили, что цефеиды в M31 расположены на чрезвычайно большом расстоянии от нас и должны лежать далеко за пределами Млечного Пути. Открытие этих далеких цефеид стало значительным аргументом в спорах об островной Вселенной. M31, безусловно, находится за пределами Млечного Пути – и при этом на очень большом расстоянии от нашей Галактики. Если правильно настроить изображение, позволяющее уловить слабое излучение протяженного звездного диска галактики, то можно заметить, что с точки зрения размещения на небе M31 больше, чем полная Луна. На самом же деле она находится примерно в миллион раз дальше, чем ближайшая звезда. Если бы звездный диск Млечного Пути уместился на трассе кольцевой автомобильной дороги вокруг Лондона, Андромеда оказалась бы где-нибудь под Москвой. Так мы открываем для себя внегалактическую астрономию, точнее, исследования в этой сфере. Смотря на самые глубокие оптические изображения М31 и учитывая все, что мы знаем о внешних галактиках, сейчас кажется очевидным, что эта туманность – автономная и далекая звездная система. Однако это было совсем не так очевидно в прошлом, и нельзя недооценивать, насколько важен этот прорыв в нашем понимании Вселенной. Как и со всеми теориями и моделями Вселенной, прошлыми и современными, мы постоянно стремимся эмпирически проверить, подтвердить и опровергнуть наши гипотезы независимо от того, что говорит нам внутренний инстинкт.

Когда астрономы начали исследовать все больше ближайших галактик – те из них, что расположены достаточно близко к Млечному Пути и, соответственно, достаточно ярки, чтобы их можно было обнаружить с помощью телескопов начала XX века, – было открыто еще более удивительное явление. Оказалось, что свет от далеких галактик более красный, чем ожидалось. И я говорю не о смутной разнице в оттенках: весь свет, излучаемый далекой галактикой, систематически сдвигался к более длинным, то есть более красным, волнам. Отчетливее всего этот эффект проявляется в спектрах галактик, являющихся астрономическим эквивалентом отпечатков пальцев.

Сила спектроскопии

Спектр – это просто измерение количества энергии, излучаемой светящимся объектом, будь то пламя свечи или галактика, на разных длинах волн (или, что то же самое, частотах) света. Например, если мы возьмем свет от Солнца и разделим его через призму, то обнаружим радугу – характерный «континуум» света – с интенсивностью, которая достигает пика на длине волны около 500 нм, что соответствует желтоватому свету. Солнце испускает излучение, которое не входит в видимую для человека часть спектра, подобно ультрафиолету и инфракрасному излучению, но здесь оно слабее. Спектр тоже не совсем гладкий. Яркая непрерывная эмиссия отличается тысячами темных пятен на определенных длинах волн – это линии поглощения, вызванные особыми элементами на Солнце, которые поглощают фотоны очень специфической энергии (и, следовательно, очень специфических частот). Эти темные линии называются линиями Фраунгофера в честь немецкого оптика XIX века Йозефа фон Фраунгофера.

Этот УФ-снимок, сделанный спутником GALEX, дал нам более четкое представление о галактике Андромеда, также известной как М31. На изображении видна сложная структура галактики со спиральными рукавами, окружающими ее центр. M31 мало чем отличается от Млечного Пути. Телескопы, чувствительные к ультрафиолетовым фотонам, могут обнаружить излучение молодых массивных звезд, которые распространены в богатых газом дисках спиральных галактик, где формируются новые звезды, – именно поэтому на снимке видны спиральные рукава. Ультрафиолетовый свет не может пройти через атмосферу Земли, поэтому такие наблюдения должны вестись из космоса

Фраунгофер был, по сути, пионером в области астрономической спектроскопии – не удивительно, что линии солнечного поглощения названы в его честь. При определенных условиях некоторые элементы могут также излучать, а не поглощать фотоны определенной энергии. Они называются линиями эмиссии, или излучения, и выглядят как яркие пятна или всплески в спектре. Если насыпать немного соли в пламя, можно заметить, что оно внезапно станет ярко-желтым: так происходит потому, что при разрушении соли натрий в ней ионизируется, так как энергии пламени хватает для удаления электрона из ядра атома натрия. Когда электрон вернется к своему атому (или, что более вероятно, соединится с другим атомом, который также потерял электрон), энергия, которая ушла на его удаление, высвободится. Поскольку это очень специфическое изменение энергии (квантовая механика говорит нам, что различные возможные уровни энергии в атомах дискретны), оно соответствует и очень специфическому цвету. В случае натрия длина волны испускаемого света составляет ровно 589,3 нм. Именно она дает натриевым фонарям их характерный желтый цвет. Если взглянуть на спектр света уличного натриевого фонаря, можно заметить, что бо́льшая часть света излучается одним из пиков этих эмиссионных линий. Как видите, мы можем использовать спектр не только для изучения звезд или галактик, но линии эмиссии и поглощения открывают и их химический состав.

Из лабораторных испытаний, которые проводятся здесь, на Земле, и из атомной теории мы знаем точные длины волн линий эмиссии и поглощения, создаваемых всеми различными элементами. Их можно сопоставить с линиями излучения и поглощения, наблюдаемыми в звездах и газе ближайших и далеких галактик. Измеряя спектры последних, мы обнаруживаем, что все спектральные особенности систематически сдвигаются вдоль шкалы по длине волны, но относительное расстояние между отдельными линиями излучения и поглощения в спектре остается таким же, как если бы измерения проводились на Земле.

Например, общая линия эмиссии в галактиках называется H-альфа (водородом-альфа) – это одна из линий излучения, испускаемых ионизированным газом вблизи новых звезд, которые мы обсуждали в первой главе. H-альфа – основная спектральная линия в бальмеровской серии линий эмиссии водорода, которая включает H-альфа, – бета, – гамма и т. д. Напомним, что при попадании на атом водорода фотона с нужной энергией электрон может сбежать с орбиты ядра; в этом случае мы говорим, что атом ионизирован. Когда электрон рекомбинируется и восстанавливает свой первоначальный уровень энергии, высвобождается фотон. H-альфа-свет при измерении на Земле имеет длину волны около 650 нм, но мы можем измерить H-альфа в некоторой отдаленной галактике и обнаружить, что длина его волны приближается к двум микронам. Мы знаем, что это – H-альфа, а не какая-то другая линия, так как на это указывает ее положение относительно других линий эмиссии и спектральных характеристик, служащих своего рода идентификацией типа штрих-кода. Тогда в чем дело? Явно не в том, что фундаментальная физика, контролирующая испускание этих фотонов, варьируется от галактики к галактике.

Этот эффект называется красным смещением. Его можно рассматривать как свет, меняющийся аналогично высоте звука сирены на полицейской машине, проезжающей мимо вас (это называется эффектом Доплера). Если бы вы сидели в полицейской машине, то не услышали бы это изменение, потому что находились бы в той же «системе отсчета», что и сирена. Тот же подход применим и здесь. Если бы мы посетили эту далекую галактику, оказавшись в ее «системе отсчета», или, что эквивалентно, перестали бы двигаться относительно нее, то могли бы измерить линию H-альфа на длине волны «системы покоя» – она оказалась бы той же длины, что и волна, которую мы измеряли в лаборатории здесь, на Земле.

Но что если мы не находимся в «системе отчета» этой галактики? С нашей точки зрения – из нашей «системы отсчета», – если далекая галактика движется от нас, то, аналогично изменению тона полицейской сирены, мы измеряем свет, излучаемый этой галактикой, как систематически смещенный на более длинные волны. Общий вид спектра этой галактики не меняется, потому что весь газ, звезды и пыль в ней работают более или менее в тандеме. Все краснеет только для нас. Конечно, если бы источник излучения двигался по направлению к нам, то свет был бы смещен на более короткие длины волн, то есть был бы синим. Красное смещение измеряется через отношение наблюдаемой длины волны (или частоты) «системы покоя» света. Таким образом, красное смещение может быть связано со скоростью галактики относительно Земли вдоль линии нашего обзора.

Теперь мы подходим к моменту, который действительно ознаменовал начало эпохи внегалактической астрономии и того, что сейчас мы называем «наблюдательная космология». Эдвин Хаббл, работавший в знаменитой обсерватории Маунт-Вилсон, взял красные смещения нескольких галактик, которые ранее измерялись часто забываемым астрономом Весто Слайфером. Хаббл и Хьюмасон собрали расстояния от переменных наблюдений цефеиды этих галактик, для которых Слайфер измерил красные смещения, и при сравнении красных смещений и расстояний обнаружили корреляцию: в целом, более отдаленные галактики имели бо́льшие красные смещения. Фактически большинство внешних галактик имели положительные красные смещения, и только некоторые из них – голубые. В 1929 году Хаббл опубликовал работу с описанием этого открытия.

Следует отметить, что было и несколько других астрономов, участвовавших в ранних теоретических исследованиях. Например, в начале 1920-х годов Александр Фридман и Жорж Леметр, работая независимо друг от друга и используя общую теорию относительности Эйнштейна, получили первые наметки того, что позднее станет известно как закон Хаббла. (В науке существуют разные взгляды на то, кого именно считать первооткрывателем, поскольку другие ученые тоже работали над раскрытием картины расширяющейся Вселенной, но чаще всего называют именно Хаббла.)

Как и кем бы ни было сделано открытие, результаты этого экспериментального доказательства имели глубокие последствия. Было продемонстрировано не только то, что Вселенная заполнена галактиками, разделенными огромными расстояниями, но и то, что эта комбинация данных – расстояний цефеид и красного смещения – подразумевает доминирующее удаление галактик друг от друга, при этом находящиеся дальше галактики кажутся более быстрыми. Вывод был ясен: Вселенная расширяется. Это было – и при постоянном обновлении данных остается – одним из наиболее убедительных доказательств происхождения Вселенной в горячем Большом взрыве. Просто поверните стрелки часов назад: вещи, которые сейчас удаляются друг от друга, когда-то должны были быть ближе друг к другу. Запустите часы назад достаточно далеко в прошлое – и вы попадете в точку, где вся материя и энергия были сконденсированы в объеме, намного меньшем, чем сегодня. Какой-то механизм, который мы называем Большим взрывом (на самом деле этот термин был впервые использован для критики теории, которую он обозначает), вызвал взрывное расширение из одной точки – как мы предполагаем, отправной точки нашей физической Вселенной. Вопрос о том, было ли что-то до него, – предмет бесконечных домыслов и споров, отчасти потому, что его трудно проверить эмпирически.

Это изображение представляет собой очень детализированную радугу – спектр нашего Солнца, где солнечный свет рассеивается на составляющие его частоты, которые мы воспринимаем как цвета. Самые короткие длины волн (и самые высокие частоты) находятся внизу (синие), и с каждым рядом длины волн увеличиваются (а частоты уменьшаются). Вертикальные темные линии – линии Фраунгофера – указывают на поглощение света различными элементами, присутствующими в атмосфере Солнца. Спектр говорит нам, сколько энергии излучается на каждой длине волны – в случае Солнца бо́льшая часть энергии излучается в УФ-части электромагнитного спектра, а пик находится около зеленой/желтой метки. Поэтому спектры можно использовать для получения данных о физике и составе Солнца. Этот метод применим ко всем галактикам, где виден объединенный свет миллиардов солнц. Спектры галактик также могут показывать эмиссионные линии, например излучение ионизованного водорода в местах звездообразования (областях HII). Поскольку мощность этих линий пропорциональна количеству молодых массивных звезд, способных ионизировать водород, мы можем использовать спектры и для измерения скоростей звездообразования галактик, а также других физических свойств. Спектроскопия – один из самых мощных инструментов в астрономии

Перед вами довольно необычный вид галактик. Это изображение показывает спектры нескольких далеких галактик, за которыми мы наблюдаем при помощи многообъектного спектрографа VIMOS. Спектроскопия рассеивает свет в соответствии с частотой подобно радуге, что позволяет нам детально исследовать выбросы галактик и изучать информацию об их движении и химическом составе. Каждая вертикальная полоса – это спектр одной галактики, а яркие горизонтальные линии – характеристики излучения в нашей атмосфере. Более слабые вертикальные линии, видимые в некоторых полосах, – излучения самих галактик

Точная природа и механизм начального расширения в первые несколько мгновений существования Вселенной и ее продолжающегося расширения сегодня относятся к области того, что можно было бы назвать космологическими вопросами, на которых мы не собираемся слишком сильно фокусироваться. Нас интересуют непосредственно галактики, охваченные этим космическим потоком, и то, как они формировались и развивались во Вселенной, возникшей в жарких условиях Большого взрыва.

Вернемся к спектрам. Умение измерять спектры галактик – неотъемлемая часть нашего набора инструментов. Красное смещение можно использовать для отображения распределения галактик в своего рода трехмерном контексте, так как мы знаем, что галактики с большими красными смещениями находятся дальше. Но спектры имеют и другое применение: они содержат важную информацию о внутреннем содержании, химии и движущих силах далеких галактик.

Спектр Солнца (см. изображение на с. 86) сложен: его детальная форма в основном содержит информацию о химии звезды и о том, сколько энергии она излучает. Мы можем достаточно хорошо измерить спектр Солнца, потому что оно очень яркое. Но Солнце – это только одна звезда. Когда мы берем спектр всей галактики, то измеряем суперпозицию света от миллиардов звезд разного возраста, массы и металличности. Кроме того, мы также получаем все межзвездное вещество – газ и пыль между звездами. Если бы все звезды были той же массы и возраста, что и Солнце, а межзвездного вещества не было, спектр далекой галактики был бы почти той же формы, что и спектр Солнца. Но в галактиках есть целый ряд типов звезд, и не все они похожи на Солнце. Это приводит к различиям в форме спектрального континуума от галактики к галактике, которые мы можем использовать для классификации галактик разных типов.

Галактики, которые активно формируют множество новых звезд, производят большое количество излучения в УФ- и синей частях спектра, потому что это свет очень массивных, но недолговечных звезд. Другими словами, если мы видим галактику с большим УФ-излучением, то сразу понимаем, что она должна содержать много молодых, обычно очень массивных звезд, и поэтому здесь должны активно формироваться новые светила, так как массивные звезды живут не очень долго – всего лишь миллионы лет. Поэтому УФ-светимость можно откалибровать по скорости звездообразования. УФ-свет, производимый этими новыми звездами, оказывает другое влияние на спектр: он может ионизировать межзвездный водород в окрестностях мест рождения звезд, формируя области HII, о которых мы говорили в первой главе. Это создает сильные эмиссионные линии в спектре (в основном линии водорода и кислорода в видимой его части), а наличие этих эмиссионных линий – еще один инструмент классификации и калибровки. Кроме того, сила наблюдаемой эмиссионной линии может быть преобразована в скорость звездообразования, ведь у нас уже есть отличные данные о количестве ионизирующих фотонов, необходимых для возникновения звезды.

Галактики, которые не образуют новых звезд и содержат очень зрелое, старое звездное население, не дают много линий УФ-света или газовой эмиссии. Бо́льшая часть энергии поступает в более красную и более длинную волну видимой и ближней инфракрасной части спектра. Эти галактики также имеют сильные линии поглощения, образованные металлами, которые накапливались в процессе звездной эволюции в течение всего существования галактики. Заметные линии поглощения в этих галактиках происходят от элементов кальция и магния (в видимой части спектра).

Таким образом, спектры могут быть использованы для изучения внутренних условий и среднего возраста других галактик, а также для их и для классификации по различным типам на основе видимых нам особенностей. Однако в этой работе необходимо быть предельно внимательным. Галактики с активным процессом звездообразования, например, могут не иметь большого количества УФ-излучения или показывать особенно сильные эмиссионные линии. Из этого можно было бы сделать вывод, что уровень звездообразования в них низкий. Загвоздка здесь в том, что некоторые галактики содержат огромное количество межзвездной пыли – частиц кремния и углерода, которые зачастую окружают области звездообразования. Как мы знаем, пыль поглощает УФ- и оптические фотоны и таким образом способствует покраснению спектра, подавляя синий свет, исходящий от новых звезд, и линии эмиссии, которые они производят при облучении молекулярных газовых облаков – так называемых звездных колыбелей. К сожалению, именно вокруг мест образования новых звезд пыль зачастую наиболее плотная – в этом случае мы говорим, что оптическая глубина самая высокая.

В некоторых случаях покраснение настолько сильное, что приводит к серьезному недооцениванию скорости звездообразования в галактике. Один из способов решить эту проблему – измерить количество инфракрасного света, излучаемого галактикой. При поглощении УФ-фотонов пыль нагревается, – обычно до температуры от нескольких десятков до 100 градусов выше абсолютного нуля (в зависимости от того, где находится пыль относительно звезд). Выглядит холодновато, но на самом деле любой объект, температура которого выше абсолютного нуля (–273 °C), выделяет тепловую энергию. Вы излучаете инфракрасное излучение на длине волны около 10 микрон. Более холодные объекты излучают инфракрасное излучение на более длинных волнах, и наоборот. В случае межзвездной пыли пик тепловыделения составляет около 100 микрон, но с широким разбросом. Чтобы обнаружить процесс звездообразования в регионах, скрытых пылью, можно прибегнуть к поиску контрольного инфракрасного излучения, вызванного в результате нагрева звездным светом затемняющей межзвездной пыли.

Карта Вселенной

Спектроскопия позволяет нам в некотором смысле классифицировать галактики; точно так же – благодаря красному смещению – она помогает нам поместить их в некоторый трехмерный контекст. Но как они на самом деле распределены в космосе? Давайте рассмотрим наш «местный» ландшафт более подробно. Представьте, что мы можем вырезать какую-то часть Вселенной, некий кубик, и детально изучить все его содержимое. Давайте нашим кубиком станет та часть, которая находится в центре Млечного Пути, а длина каждой стороны куба составит 20 Мпк. Это достаточно большой кусок, даже в космологических терминах, и он содержит хорошую выборку локальной части Вселенной. Что же мы найдем в нем? Для упрощения нашей визуализации давайте уменьшим это поле так, чтобы каждая его сторона равнялась метру – кубик станет достаточно маленьким, чтобы поместиться в комнате.

Теперь представьте, что этот кубик пространства находится перед вами как трехмерная модель. В этой уменьшенной модели размер самого Млечного Пути, находящегося прямо в центре кубика, составлял бы всего лишь 1 мм в поперечнике и был бы едва видимым для глаза. Крошечный Млечный Путь окружен своими «компаньонами» – несколькими карликовыми галактиками, Магеллановыми Облаками, а также другими галактиками-спутниками, и все они находятся в этом масштабе в пределах нескольких миллиметров. Расстояние до нашего ближайшего соседа подобного типа – галактики М31 – составляет около 4 см. В радиусе от 10 до 15 см от Млечного Пути находится от 50 до 60 других галактик. Все это называется Местной группой галактик и являет собой наш космологический «задний двор».

На расстоянии около 20 см в направлении созвездия Центавра (если мы представим, что сидим на Млечном Пути и смотрим на созвездие) находится еще одна группа галактик, окружающая большую эллиптическую галактику – Центавр А. Это мощная радиогалактика: при просмотре в радиочасти спектра можно обнаружить два больших «потока» радиоизлучения, идущих от центра галактики и значительно превышающих распределение звезд. Центавр A – еще одно напоминание о том, что нам нужны многоволновые изображения, чтобы получить полную картину. Формирование этих радиопотоков вызвано тем, что лежит в центре галактики – сверхмассивной черной дырой, о которой мы поговорим позже. Группировка галактик вокруг Центавра A называется подгруппой Центавра A. Часто мы видим, что галактики сгруппированы вокруг самых массивных галактик Вселенной, к которым, безусловно, можно отнести и Центавр A.

Еще одно изображение Центавра А, на этот раз включающее субмиллиметровый (оранжевый, отслеживающий холодный газ и пыль) и рентгеновский (синий, отслеживающий очень горячий газ) свет. Теперь мы видим две струи излучения, выходящие из галактики. Центавр A – мощная радиогалактика, одна из ближайших радиогалактик к Млечному Пути, содержит активное ядро, которое отвечает за это излучение. Этот снимок – прекрасный пример того, почему необходимо делать многоволновое изображение галактик: если мы хотим понять их природу, нам нужно охватывать все возможные характеристики излучения

Есть и другие группировки, например М 83, также названная по номеру записи в каталоге Мессье, и большая спиральная галактика в направлении созвездия Гидры, также известная как Южная Вертушка. Эта прекрасная спиральная галактика ориентирована таким образом, что мы можем видеть ее с лицевой стороны (наш Млечный Путь выглядел бы аналогично, если бы мы смотрели на его диск сверху). В нашем кубике М83 находится примерно в 23 см от Млечного Пути. Как и наша Местная группа, М83 также окружена небольшой группой галактик – так называемой подгруппой М83. Многие галактики, как правило, собираются в небольшие скопления, так что нередко мы находим огромные участки космического пространства, в которых отсутствуют или почти отсутствуют галактики и скопления. Такие области называют войдами, то есть пустотами. Также мы находим огромные группировки галактик – скопления или кластеры.

За краем кубика, в 80 см от центра нашей модели, находится огромное собрание из тысяч галактик, упакованных в сферу шириной около 20 см. Ядро этого скопления составляет несколько очень больших, не похожих на Млечный Путь галактик, таких как М31 или М83. Они представляют собой не плоские диски, а выпуклые, симметричные эллиптические галактики, не отличающиеся от Центавра A. Среди них – скопление Девы (оно называется так, потому что при наблюдении с Земли видно, что этот кластер находится в направлении созвездия Девы). Кластеры – это огромные скопления галактик, удерживаемых вместе гравитацией, и самые массивные объекты во Вселенной. По некоторым причинам, которые мы подробнее рассмотрим в следующей главе, свойства галактик в областях высокой плотности, таких как эти скопления, отличаются от свойств в среднем «поле».

Это неполное описание нашего локального объема, но мы и не ставили перед собой задачу дать ему детальную характеристику – оно позволяет лишь представить распределение галактик во Вселенной и его масштабы. Если вернуться к кубику, то можно заметить, что бо́льшая его часть – просто пустое пространство: диаметр нашей Галактики составляет лишь десятую часть процента от размера этого кубика. Другие галактики хоть и имеют различные физические размеры (самые большие – эллиптические), также занимают лишь небольшую часть общего объема пространства. Распределение галактик в пространстве не случайно: они, как правило, объединяются в группы и скопления, и если взглянуть на все галактики, можно обнаружить, что эти группы и кластеры связаны друг с другом «галактическими нитями». Формирование этих структур происходит под воздействием гравитации, а образование и эволюция галактик внутри них, то есть изменение свойств галактик в зависимости от их расположения в крупномасштабной структуре, являются областью активных исследований в принципе и бо́льшей части моих собственных в частности.

Мы довольно неплохо изучили содержимое нашего кубика, и в основном это результат непрекращающихся работ по определению местоположения и свойств галактик во Вселенной. Но наши возможности для наблюдения очень ограничены. С точки зрения космических масштабов мы, люди, эффективно заселяем двумерную мембрану – поверхность Земли (и окружающий ее тонкий слой космического пространства толщиной в несколько сотен километров, а также внеземные орбиты, где удачно расположено несколько спутников). Но в любом случае в основном это всего лишь попытки ознакомиться с содержимым всей Вселенной из одной точки внутри нее. Это делает работу намного сложнее, чем если бы мы могли произвольно смещать наш наблюдательный пункт. Увы, законы физики исключают такую роскошь.

Первая проблема, с которой мы сталкиваемся как космические картографы, заключается в том, что мы можем измерить положения галактик только в сферической системе координат, определяемой местонахождением галактик на небе (внутренней поверхности сферы) и красным смещением (или, если нам повезло, при помощи «правильного» измерения расстояния, такого как метод параллакса или цефеиды, но обычно они работают только локально), то есть речь идет об измерении радиального расстояния наружу. Картирование Местной группы галактик – процесс не слишком сложный, потому что большинство галактик довольно яркие и их легко измерить. Тем не менее все еще легко можно пропустить маленькие ближние галактики, обладающие очень низкой светимостью, поэтому Местная группа иногда пополняется новыми членами.

Скопление Кома (скопление Волосы Вероники) – самая массивная структура в близлежащей Вселенной, где тысячи галактик собираются на участках с высокой плотностью. Кластеры представляют собой части Вселенной, которые были самыми большими флуктуациями плотности в материальном поле вскоре после Большого взрыва. Под постоянным воздействием гравитации эти возмущения со временем нарастали и накапливали материю, превращаясь в гигантские структуры, подобные этой. Кластеры населены одними из наиболее старых и массивных галактик во Вселенной (эллиптических) и могут со временем захватывать новые галактики, которые трансформируются по мере их пересечения со скоплениями. На этом изображении видна довольно голубая (по сравнению с «красными и мертвыми» эллиптическими и линзовидными галактиками) спиральная галактика, где образуются звезды. Понимание эволюции галактик в кластерах – важная область современных исследований космоса

На снимке – карта Местной группы галактик, выявленных на сегодняшний день в спектроскопических исследованиях красных смещений, ключевым из которых является Слоановский цифровой обзор неба (англ. Sloan Digital Sky Survey, SDSS). Карта центрирована с учетом центра Земли и радиального увеличения космического расстояния. Эти две окружности соотносятся со временем прохождения света в 1 млрд и 2 млрд лет: когда мы смотрим на далекие галактики, то видим их такими, какими они были в прошлом, что позволяет нам изучать свойства галактик в исторической перспективе. Две клиновидные области с небольшим количеством галактик – это Зона избегания, то есть область на небе, закрываемая галактикой Млечный Путь, где плотность ее диска слишком высока и не пропускает свет из внегалактических источников. Обратите внимание на то, как галактики образуют пенистую нитевидную структуру – «космическую сеть» материи

По мере исследования все более глубокой Вселенной видимые размеры объектов становятся все меньше и меньше, что затрудняет их наблюдение. Съемка, которая ограничена «глубиной» (то есть коротким временем экспозиции или низкой чувствительностью), начинает пропускать галактики, слишком слабые для обнаружения камерой или каким-либо другим инструментом, который мы используем. Мы называем это «неполнотой» обзора и вынуждены признавать и пытаться решить эту проблему, если хотим избежать ошибочных выводов в наших анализах. Например, представьте, что вы стоите на нашем холме из первой главы и смотрите на далекий горизонт, наблюдая за бликами других городов. Найти отдаленные города довольно легко, но вы не сможете увидеть те из них, в которых нет огромных небоскребов. Можно в итоге прийти к выводу, что других деревень и городов нет – есть лишь крупные мегаполисы. Но этот вывод, вероятнее всего, будет неправильным: если вы не можете обнаружить отдаленные деревни и города, это не значит, что их там нет. Вместо этого было бы разумнее предположить, что раз на окраине вашего города есть несколько деревень, то и другие отдаленные города, схожие с вашим по размеру, скорее всего окружает примерно столько же селений. Подобные игры мы ведем и с наблюдениями за далекой Вселенной: мы должны делать предположения о вещах, которые еще не видим, и выстраивать прогнозы, чтобы при появлении более совершенных инструментов смогли подтвердить или опровергнуть наши гипотезы.

Другая проблема, как мы уже обсуждали в первой главе, 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 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.

Если кратко, разные галактики могут выглядеть по-разному при изучении через фильтры разных длин волн. Галактика, которая выглядит ярче в полосе r по сравнению с полосой g, называется «красной». И наоборот, галактика, которая ярче в полосе g и слабее в r, называется «синей». Это использование галактических цветов представляет собой очень простую систему классификации. Как правило, в «синих» галактиках происходит активное звездообразование, потому что в синем свете преобладает излучение недавно образованных массивных звезд, ярких на УФ- и синей длинах волн. Как только звездообразование прекращается, голубые звезды отмирают, а старые, зрелые звезды доминируют в спектре, приводя к «покраснению» галактики. Красные галактики часто называют пассивными, или «красными и мертвыми», но нужно помнить, что и здесь есть подвох: пыльные галактики, в которых идет активный процесс звездообразования, также могут казаться «красными» и пассивными. Кроме того, более отдаленные галактики тоже кажутся более «красными», поскольку их свет смещается в красную сторону на более длинные волны; поэтому мы должны вносить поправки при сравнении широкополосных цветов галактик с различными красными смещениями, даже если они имеют одинаковый тип (скажем, если мы рассматриваем две спиральные галактики).

Сравнение количества света, поступающего от каждой из полос – u, g, r, i и z, – также может быть использовано для оценки красного смещения галактики, ведь то, что мы эффективно делаем, есть измерение грубого спектра – не настолько детального, как того можно было бы добиться с помощью спектроскопии, но вполне достаточного для получения общей формы. В случае с этими пятью полосами в SDSS мы имеем на выходе измерение среднего количества энергии, излучаемой галактикой на длинах волн, определяемых каждым из этих проходов полосы фильтра. У нас есть общая форма «континуума» спектра, но нет мелких деталей, например эмиссионных линий. Сравнивая относительные потоки в каждой из этих полос с ожидаемой для шаблона, или модели, спектра, мы можем оценить такие параметры, как тип звездного населения (старое оно в среднем или молодое), общая масса звезд и, что важно, красное смещение галактики. Эти «фотометрические» красные смещения значительно уступают в точности тем, что измеряются с помощью спектроскопии, но они все же чрезвычайно ценны, поскольку на них требуется меньше времени наблюдения, чем на исследования с получением спектра. Почему так? При измерении спектра галактики мы в некотором смысле разбавляем или размазываем количество энергии, попадающее на данный пиксель в нашем детекторе, потому что мы рассеиваем свет, разделяя его на его частотные компоненты, чтобы создать условия для его подробного исследования. Это связано со значительными затратами на увеличение времени экспозиции по сравнению с простым двумерным изображением той же самой галактики с использованием набора широкополосных фильтров, которые пропускают много фотонов, очень быстро выстраивая сигнал в детекторе.

Несмотря на длительность спектроскопии по сравнению с визуализацией, она незаменима при большом исследовании, таком как SDSS, так что были разработаны методы, позволяющие сделать сбор спектров очень эффективным. В дополнение к компоненту формирования изображений, который на данный момент каталогизировал более полумиллиарда объектов, для SDSS был изготовлен также спектроскопический механизм, использующий мультиобъектный спектрограф. Он получает спектры, помещая оптическое волокно на пути света, идущего из галактики, и может измерять спектры сразу множества галактик. На практике SDSS сначала отображает участок неба, чтобы определить цели для измерения спектров, так как нужно заранее знать, куда поместить волокно. После того, как цели выбраны, в фокальной плоскости можно разместить алюминиевый лист или пластину с просверленными отверстиями в местах расположения желаемых целей. Концы волокон расположены в отверстиях, где они перехватывают фотоны от каждой цели, перенаправляя свет вниз к элементу рассеивания, который разделяет его на спектр. Этот прибор может одновременно измерять спектры для более чем 600 целей и уже измерил спектры и красные смещения миллионов астрономических источников. Между прочим, данные, полученные с помощью SDSS, общедоступны: любой может скачать изображения и каталоги, полученные в результате обзора, и исследовать Вселенную. При этом выпуски данных проводятся в регулярном режиме – по мере проведения наблюдений.

Больше всего времени SDSS потратил на тип галактики, который был назван квазаром, или квазизвездным объектом. Квазары – это действительно очень активный вид галактик и одна из самых ярких систем во Вселенной.

На этом изображении квазар MC2 1635+119 был снят «Хабблом» в одной полосе света. Центр этой галактики сияет, как звезда: бо́льшая часть света исходит из самой центральной ядерной области, где сверхмассивная черная дыра, присутствующая во всех массивных галактиках, активно аккрецирует (поглощает) вещество, выбрасывая при этом огромное количество энергии. Эта активность могла быть вызвана слиянием двух галактик, что привело к вытеснению газа в центральную область слившейся галактики, сжатую до высокой концентрации. Здесь газ становится готовой добычей для растущей черной дыры. Слабое нечеткое излучение вокруг центрального источника показывает нарушенную природу звезд в «галактике-хозяине», которая дополняет общую картину. Квазары настолько ярки, что их можно увидеть на больших космических расстояниях, и поэтому они могут быть использованы как отличные зонды ранней Вселенной. Они также играют важную роль в эволюции массивной галактики, так как интенсивная ядерная активность может влиять на историю звездообразования и, следовательно, на будущую судьбу таких галактик, как эта

В центре этого изображения – галактика с активным ядром Маркарян 509, которая видна как яркая световая точка. Ядерная активность обусловлена сверхмассивной черной дырой, масса которой несколько сотен миллионов раз превышает массу Солнца, и она активно аккрецирует вещество. Когда материя падает на черную дыру, возникает горячий аккреционный диск, который ярко светится рентгеновским, УФ-и оптическим излучениями, иногда затмевая остальную часть галактики. Каждая массивная галактика таит в себе сверхмассивную черную дыру; установлено, что масса этого «сердца» соотносится с массой звезд в окружающем звездном балдже. Считается, что черная дыра и рост балджа связаны регулирующими механизмами обратной связи, и изучение этой части астрофизики – ключевая область исследований

Из-за своей высокой яркости квазары, сияя словно маяки, видны на огромных космических расстояниях. Хотя каталог галактик SDSS ограничен довольно локальным объемом исследований, квазары, занесенные в него, расположены чрезвычайно глубоко во Вселенной.

Самое сердце нашего Млечного Пути, снимок которого получен с помощью специальной техники, называемой «адаптивная оптика», которая помогает корректировать эффект размытия атмосферой Земли, ограничивающий обычно пространственное разрешение изображений, снимаемых с поверхности планеты (одна из причин, почему «Хаббл» может создавать такие исключительные изображения, заключается в том, что ему не приходится преодолевать помехи, создаваемые атмосферой Земли). Четкое изображение позволило астрономам точно определить и в течение 16-летнего периода отслеживать положение звезд, фактически вращающихся вокруг компактного, но «притягательного» невидимого объекта – сверхмассивной черной дыры, которая скрывается в сердце галактики. В квазарах и активных ядрах галактик центральная черная дыра активно аккрецирует материю, в результате чего вся область ярко светится, но в случае Млечного Пути, как и в большинстве галактик, центральная черная дыра является относительно пассивной. Однако она все же оказывает гравитационное воздействие на звезды вокруг, и, измеряя орбиты нескольких звезд на этом изображении, астрономы могут определить массу черной дыры, которая в миллионы раз тяжелее Солнца. Центр нашей Галактики находится на расстоянии около 8000 пк; даже если бы мы сократили расстояние между Землей и Солнцем до 1  м расстояние от Земли до центра Галактики составило бы 1600 км

По сути, квазары – это просто галактики, но их отличие от типичной галактики, такой как Млечный Путь, заключается в количестве энергии, излучаемой их ядром или ядерной областью. Свет, излучаемый ядром квазара, настолько велик, что затмевает остальную часть галактики. И этот свет настолько сконцентрирован и интенсивен, что квазары выглядят как отдельные точки неразделенного света (мы часто не можем различить пространственно расширенные объекты в галактике), или как звезды; отсюда и их название – «квазизвездные объекты». Что запускает эту силу? Квазары содержат в своих центрах растущую сверхмассивную черную дыру, называющуюся так потому, что она намного массивнее черных дыр, которые могут образоваться в конце жизни некоторых массивных звезд. Сверхмассивные черные дыры могут быть в миллионы раз массивнее нашего Солнца. Хотя они, вероятно, начинали свою историю с гораздо меньших размеров (возможно, сливаясь с центральными черными дырами в других галактиках), со временем эти черные дыры увеличиваются внутри галактики, поглощая материю, в основном межзвездный газ и пыль. Именно это наращивание материала и является источником энергии квазаров. Поскольку черная дыра накапливает газ и пыль, вокруг нее возникает плотный и очень компактный аккреционный диск. Из-за огромных гравитационных и динамических сил этот диск становится настолько горячим, что ярко светится рентгеновским, ультрафиолетовым и видимым светом.

Другое название этого региона в квазаре – активное галактическое ядро (англ. Active Galactic Nucleus, AGN). Иногда астрономы называют галактики AGN, даже если они не классифицируются как полноценные квазары, потому что ядерная эмиссия доминирует над галактикой в целом. На самом деле, большинство галактик содержит сверхмассивную черную дыру в своем сердце, в том числе и наш Млечный Путь. Наблюдения, которые в течение нескольких лет проводились с помощью телескопа телескопа VLT, в основном отслеживали орбиты звезд вокруг центральной черной дыры Млечного Пути (на небе ее можно расположить в направлении созвездия Стрельца). Хотя сама дыра и ее окрестности не видны, формы орбит этих звезд предполагают наличие массивного темного объекта.

Черная дыра нашего Млечного Пути на самом деле не активна: она не поглощает материю с высокой скоростью и не высвобождает огромное количество энергии. Иногда что-то может попасть в нее: в то время, когда я писал эти строки, как раз велись наблюдения за газовым облаком, которое было на пути к поглощению черной дырой, в момент которого должен произойти краткий выброс энергии по мере погружения газа в дыру. Телескопы подготовлены к этой уникальной возможности наблюдения за аккрецией (падением) газа на сверхмассивную черную дыру в ближнем космосе. В AGN и квазарах такая аккреция происходит постоянно, и понимание физики этого процесса и того, как он вписывается в глобальную схему эволюции галактики, – ключевая область современных исследований. Хотя квазары ярко видны вполосах видимого света, астрономы также ищут активно растущие черные дыры в галактиках с помощью рентгеновских телескопов. Рентгеновские наблюдения проводятся только из космоса, поскольку эти высокоэнергетические фотоны не могут пройти через нашу атмосферу. Двумя важными рентгеновскими обсерваториями последних лет были космические обсерватории XMM-Newton (от англ. X-ray Multi-Mirror Mission – «Рентгеновская многозеркальная миссия», названная в честь Ньютона) и «Чандра» – в честь индийско-американского астрофизика Субраманьяна Чандрасекара, который внес важный вклад в развитие астрономии XX века. Эти телескопы делают снимки Вселенной в высоком энергетическом разрешении и дают нам ключ к пониманию самых экстремальных астрофизических явлений в галактиках.

Интенсивно-активные ядра квазаров и AGN – обильные источники рентгеновского излучения, где уровень рентгеновской светимости напрямую связан с аккрецией центральной черной дыры. Таким образом, исследования, проводимые с помощью таких телескопов, как XMM-Newton и «Чандра», позволяют найти и классифицировать эти системы (хотя часто в данной системе обнаруживается лишь несколько рентгеновских фотонов). Однако, как и в случае с оптическим светом, AGN часто окутан густой пылью, которая может скрыть рентгеновское излучение. К счастью, аналогично идентификации закрытых пылью звездообразующих галактик в инфракрасном диапазоне, мы можем распознавать изобилующие пылью AGN, где экран пыли нагревается энергией, испускаемой горячим аккреционным диском, излучая благодаря этому различимое инфракрасное свечение. На данный момент SDSS получил спектры для сотен тысяч квазаров, ставшие одними из основных индикаторов распределения галактик в самых дальних уголках Вселенной.

Проблема расстояния

В составлении карты Вселенной с помощью красных смещений есть один подвох, поскольку наблюдаемые красные смещения – не совсем то же самое, что истинные расстояния. Закон Хаббла говорит, что существует корреляция между красным смещением и расстоянием: объекты с более высокими красными смещениями находятся дальше. Это означает, что если у нас нет прямой привязки к фактическому расстоянию, красное смещение обеспечивает легко измеримую замену. Но галактики не просто движутся с обширным «потоком Хаббла» Вселенной – они также находятся в движении из-за неослабевающего гравитационного притяжения других галактик и вещества во Вселенной. Таким образом, в дополнение к их относительному движению от нас из-за космологического расширения на их движение влияет дополнительный фактор, вызванный локальными гравитационными эффектами. Это явление называется пекулярной скоростью.

Величина пекулярной скорости галактики зависит от распределения вещества вокруг нее. Например, галактики в больших скоплениях имеют очень большие пекулярные скорости – около 1000 км/с, – потому что находятся внутри или вблизи очень большой массовой концентрации, которая формирует гравитационный «потенциал», способный разогнать их до более высокой по сравнению с другими галактиками в скоплении скорости. Галактика на краю скопления похожа на шар для боулинга на вершине крутого холма: отпустите ее – и она разгонится до самой низкой точки потенциальной «ямы». Если у этого шара будет достаточно энергии, он начнет взбираться на следующий холм и т. д. Это – неплохая аналогия для галактики на радиальной орбите вокруг ядра скопления. Галактики в скоплениях делают это все время, двигаясь, словно пчелиный рой, потому что они вращаются вокруг общего центра масс. В совокупности распределение относительных скоростей галактик в скоплении может быть использовано для оценки общей массы (в том числе темной) скопления, поскольку диапазон скоростей связан с массой, заключенной в системе. На практике же вместо измерения скоростей всех скоплений галактик относительно Млечного Пути мы сравниваем их скорости со средним красным смещением всех галактик в скоплении. Когда мы строим распределение дельта-V для всех галактик в скоплении, мы получаем классическую колоколообразную, или гауссову, кривую. Характерная ширина этого распределения называется дисперсией скорости. Если мы знаем размер кластера, который имеет порядок от одного до нескольких мегапарсек в диаметре, то можем оценить общую массу кластера.

Космическая рентгеновская обсерватория «Чандра» была запущена на орбиту при помощи космического шаттла «Колумбия». «Чандра» – одна из ключевых спутниковых обсерваторий последних лет, открывшая окно с видом на самые бурные процессы во Вселенной, в частности на рентгеновское излучение, связанное с растущими черными дырами в далеких галактиках

Большие пекулярные скорости галактик в скоплениях – хорошая демонстрация того, что при попытке помещения галактик в трехмерную модель Вселенной мы приходим к не совсем точному представлению. Вернемся к нашему кубику с Млечным Путем посередине. Ведя наблюдения изнутри Млечного Пути, мы можем очень легко измерить положение галактик на небе, просто сделав снимок. Проблема возникает, когда появляется потребность в третьем измерении, потому что мы можем измерять только красное смещение в радиальном направлении. Таким образом, в скоплениях, подобных скоплению Девы, на красные смещения каждой отдельной галактики значительно влияет дополнительный компонент скорости вместе с общей скоростью спада, вызванной расширением Вселенной, из-за ускорения гравитационного потенциала скопления. Это означает, что мы не знаем точно, где в скоплении находятся эти галактики: мы смотрим на галактики в «пространстве скоростей», а не в истинном пространстве. Это станет очевидно, если нанести их положение вдоль линии видимости, определяемой их индивидуальными красными смещениями: мы получим образ, напоминающий вытянутый тонкий сгусток – результат их больших относительных скоростей по сравнению с другими галактиками на том же расстоянии от нас, но расположенными вдали от скопления и потому не так сильно подверженными его гравитационному воздействию. На самом деле, в реальном трехмерном пространстве галактики в скоплениях обычно распределены по симметричному сферическому гало, что легко понять по двумерному расположению галактик на небе, но пространственная информация теряется в третьем, радиальном измерении. Этот эффект стал известен как «пальцы Бога» – он довольно неприятен, но все же и не катастрофичен. Астрономы придумали хитрые способы компенсации этих космических искажений красного смещения при проведении космологических измерений на основе его исследований.

Измерение истинного расстояния до объектов – самая сложная проблема в астрономии. Чем дальше вы пытаетесь посмотреть, тем становится труднее: методы, которые работают для близлежащих объектов, несовместимы с удаленными. Измерение параллакса применимо только для сравнительно небольшого космического пузыря в нашей Галактике, растянувшегося лишь в нескольких десятках парсек от Земли. Использование цефеид в качестве индикаторов расстояния удобно только в том случае, если вы можете точно определить отдельные звезды, но опять же, когда мы смотрим на более отдаленные галактики, работать с ними сложнее, так как весь звездный свет от них смешивается и мы не можем «разделить» его на конкретные звезды. Этот фактор ограничивает наблюдения при помощи цефеид галактиками в нашей Местной группе, то есть большинством объектов в пределах нашего метрового кубика. Хотя есть одно особенное явление, которым мы можем воспользоваться для расширения границ наблюдения, – это использование отдельных звезд, когда они взрываются как сверхновые, в качестве «стандартных свечей» даже в очень далекой Вселенной.

Сверхновые – это явление, в ходе которого происходит бурная гибель определенных массивных звезд (не все звезды могут стать сверхновыми; для этого их масса должна быть выше определенного порога). Есть два основных типа сверхновых, но интересующий нас здесь вид называется типом Ia. Сверхновые типа Ia появляются, когда одна из звезд в двойной системе (где две звезды вращаются по орбитам вокруг общего центра масс) приходит к концу своей эволюции и коллапсирует до состояния компактного объекта, называемого белым карликом. Этот коллапс происходит, когда термоядерные реакции в ядре больше не могут защищать от воздействия гравитации, которая всегда стремится отправить звезду в небытие. Все, что удерживает белого карлика от полного коллапса, – это своего рода давление, которое возникает из-за квантовых эффектов между электронами в сверхплотной материи – остатках звезд. Так происходит в результате действия принципа исключения Паули, который гласит, что два фермиона (а электрон является фермионом) не могут иметь одно и то же квантовое состояние. Тем не менее новый материал может накапливаться на белом карлике от соседней звезды-компаньона, увеличивая давление в ядре остатка звезды до критического предела. После того как на белого карлика аккрецировалось достаточно новой массы, давление и температура увеличиваются до тех пор, пока не достигают порогового значения, когда ядра углерода и кислорода в белом карлике внезапно срастаются. Это вызывает взрывную реакцию, разрушающую звезду. При этих взрывах выделяется достаточно энергии, чтобы на короткое время затмить остальные объекты галактики: поэтому сверхновые видны на огромных космологических расстояниях.

Все, что нужно для обнаружения сверхновой, – это сделать снимок неба, подождать немного, скажем неделю, а затем сделать еще одно изображение того же самого участка – чем больше будет изображение, тем лучше, потому что так оно будет захватывать больше галактик. Обычно два изображения, следующих друг за другом, выглядят одинаково, потому что галактики не сдвинулись с места и вообще картина их местоположения на небе никак не изменилась. Единственное отличие составляют условия наблюдений: так, например, одна ночь может быть немного пасмурнее другой или на изображении оставили след блики солнечного света, блеснувшие со спутника, или огни самолета, – то есть такие эффекты, которые легко обнаруживаются и удаляются. Но время от времени что-то будет выглядеть по-другому: в галактике или рядом с ней вдруг возникнет яркое пятно, которого раньше не было, – это классический признак вспышки сверхновой. Так, пока я пишу эту книгу, в галактике М95 недавно вспыхнула сверхновая, и все астрономы – как профессионалы, так и любители – лихорадочно разворачивают свои телескопы, чтобы следить за ней. Когда сверхновая взрывается в известной галактике, такой как М95, это очень заметно, но о подавляющем большинстве других галактик такого не скажешь.

Как только сверхновая взрывается, она мгновенно вспыхивает до максимума, а затем тускнеет в течение нескольких дней и недель. Этот процесс называется кривой блеска сверхновой. Затухающий свет в сверхновой типа Ia вызывается в первую очередь радиоактивным распадом никеля с периодом полураспада около недели (это значит, что за неделю около половины никеля распадается в другие изотопы), а после – распадом кобальта, который отличается более длительным периодом полураспада – около одиннадцати недель. Таким образом, затухающий свет сверхновой виден достаточно долго и, следовательно, его можно отследить. Однако крайне важно поймать сверхновую как можно ближе к пику ее сияния, а затем проводить наблюдения за ней через регулярные интервалы, чтобы правильно измерить процесс затухания и получить хорошее измерение формы кривой блеска. Кроме того, сверхновые – довольно редкие события в обычных галактиках, по крайней мере в человеческом масштабе времени, – в среднем около одного взрыва в столетие на галактику. Лучший шанс поймать сверхновую – наблюдать за большим количеством галактик: например, если вы проводите наблюдение за 100 галактик, то можете обнаруживать в среднем одну сверхновую в год. Отслеживайте миллион галактик – и вы сможете поймать около 30 сверхновых в день, если правильно примените ваши алгоритмы слежения и обнаружения: миллион галактик – это слишком много, чтобы их можно было проверить на глаз: здесь нужна работа компьютера. Опять же, не лишними будут обзоры, которые могут совершать очень большие телескопы.

Вот что важно: считается, что все сверхновые типа Ia имеют одинаковую внутреннюю светимость на своем максимуме. Как мы видели, если известна истинная внутренняя светимость объекта, ее можно сравнить с блеском, который мы видим, и определить, насколько далеко расположен этот объект. Другими словами, сверхновые типа Ias – это «стандартные свечи», как и цефеиды. И это невероятно полезно: так мы получаем возможность измерять расстояния для галактик далеко за пределами Местной группы и таким образом калибровать закон Хаббла по космологическим расстояниям.

За последнее десятилетие две группы астрономов во главе с Солом Перлмуттером и Брайаном Шмидтом провели совместную работу по обнаружению и измерению сверхновых в большом количестве отдаленных галактик. Но когда данные нанесли на график Хаббла, отражающий зависимость расстояния от красного смещения, было сделано удивительное открытие: отдаленные сверхновые звезды выглядели более тусклыми, чем можно было бы ожидать, если бы мы выполнили простую линейную экстраполяцию закона Хаббла. Что это могло значить? Объяснить тусклость далеких сверхновых могло то, что они располагаются дальше, чем это предсказывает наивная экстраполяция закона Хаббла. Результаты наблюдений сверхновых показали, что скорость расширения увеличивается – значит, сверхновые выглядят более тусклыми при данном красном смещении. Происхождение этого ускорения получило название «темная энергия», точная природа которой неясна. Мы не будем здесь много говорить о темной энергии, потому что она не слишком сильно (на данный момент) влияет на эволюцию отдельных галактик. Разумеется, исследование и открытие ускоряющейся Вселенной были настолько важными, что Перлмуттеру и Шмидту наряду с Адамом Риссом – одним из главных участников открытия, – в 2011 году была присуждена Нобелевская премия по физике.

С точки зрения космолога сверхновые – это полезные события, которые используются в качестве инструментов, позволяющих нам понимать геометрию и историю расширения Вселенной. Сверхновые также играют значительную роль в эволюции галактики. Без них нас, наверное, не было бы здесь. Ключ – их взрывная сила. Звезды – это ядерные печи, где формируется большинство элементов, не появившихся в процессе нуклеосинтеза вскоре после Большого взрыва. Звездный нуклеосинтез происходит в ходе ядерного синтеза в ядрах звезд, где более легкие элементы объединяются в более тяжелые. Ядерная реакция высвобождает энергию, которую мы воспринимаем как звездный свет. В течение многих лет мы пытались, имитируя физику звезд, заставить ядерный синтез работать на Земле в качестве практичного источника энергии, но создание термоядерного синтеза в промышленном масштабе – масштабная технологическая задача. Это произойдет, хотя, возможно, и не в течение ближайших десятилетий, и на данный момент нам придется обойтись более грязной «кузиной» термоядерного синтеза – расщеплением.

Когда сверхновая гибнет, взрыв быстро распространяется наружу, как надувающийся воздушный шар, врезаясь во все, что находится поблизости, сметая тяжелые элементы и рассеивая их в окружающем пространстве. Со временем благодаря непрерывной детонации других сверхновых (скорость появления сверхновых звезд в галактике связана со скоростью, с которой в ней образуются новые звезды) межзвездная среда обогащается новыми элементами – металлами, которые сформировались в звездах. Взрывные волны сверхновых наряду с дующими с поверхностей звезд ветрами, вращением или другими внутренними движениями самой галактики приводят к перемешиванию этой обогащенной межзвездной среды.

Облако водорода, обогащенное металлами, может снова разрушиться, образуя новые звезды. Водорода чрезвычайно много: он не расходуется полностью «за один раз», поэтому образование звезд в галактиках может поддерживаться довольно долго. Звезды, которые образуются в таком облаке, будут сильнее обогащены металлами, чем предыдущее поколение. Кроме того, эти новые звезды после своего рождения окружены пылевыми дисками. Таков процесс происхождения новых солнечных систем; внутри этих пылевых дисков могут образовываться новые планеты. Наша Солнечная система сформировалась точно так же. Такие планеты, как Земля, состоят в основном из железа и кремния; как мы знаем, Земля содержит и множество других элементов, из которых наиболее важные для нас – углерод и кислород, делающие жизнь такой, какой мы ее знаем.

Изящные линии розово-синей туманности на изображении – это остатки сверхновой Вела, взорвавшейся более 10 000 лет назад в нашей Галактике. Сверхновые – это бурная гибель массивных звезд; они являются участниками распределения в межзвездной среде материала, образовавшегося в ходе эволюции звезд. Также они отвечают за сбрасывание энергии в непосредственно прилегающие к ним области, когда сила взрыва разгоняет окружающие газ и пыль. Это может расчистить часть газа вокруг областей звездообразования и, следовательно, помочь регулировать образование новой звезды за счет контроля количества плотного газа, поддающегося гравитационному разрушению. Совокупным эффектом многих сверхновых, взрывающихся в галактике, может быть галактический ветер, который вытесняет из нее газ и пыль. Сверхновые настолько ярки, что их можно наблюдать на космологических расстояниях

Когда примерно через 5 млрд лет наше Солнце сожжет водородное топливо и умрет, оно не станет сверхновой (для этого оно недостаточно массивно), а превратится в расширяющегося красного гиганта: Солнце поглотит и сожжет все ближние планеты, а также, скорее всего, уничтожит или как минимум серьезно повлияет на дальние газовые гиганты. В конце концов благодаря своим смертельным конвульсиям и потере внешних слоев за 10 млрд лет Солнце обогатит нашу солнечную среду новым поколением тяжелых элементов, что немного увеличит металличность Млечного Пути. Однажды, в далеком будущем, некоторые элементы из этих материалов могут попасть в новую планетарную систему и, возможно, в совершенно новую экосистему. Люди смогут избежать судьбы Солнечной системы, научившись межзвездным путешествиям или хотя бы отправившись в безопасное место между звездами. У нас в запасе есть еще около 5 млрд лет, чтобы придумать, как сделать это.

Эта почти круглая оболочка представляет собой остаток сверхновой SN 1006, показанный в радио (красный), видимом (желтый) и рентгеновском (синий) свете. Изображение демонстрирует расширяющуюся оболочку горячих газов, унесенных взрывом звезды в нашей Галактике (рентгеновские лучи показывают излучение самого горячего газа). Звезда взорвалась около 1000 лет назад, и теперь продукты звездной эволюции – тяжелые, а также другие элементы, выкованные в самом сердце взрыва, – рассеиваются обратно в межзвездную среду. Таким образом, сверхновые играют роль в обогащении межзвездной среды галактик, которая должна быть включена в новые поколения звезд, где тяжелые элементы могут образовывать такие объекты, как планеты и человечество. Их взрывная сила также выбрасывает энергию в межзвездную среду, и эта обратная связь может управлять мощными галактическими ветрами, которые переносят материю от мест образования звезд и, в экстремальных случаях, от диска самой галактики

Конец звезды: туманность Кошачьего Глаза в Млечном Пути. Эта чрезвычайно сложная структура представляет собой останки звезды, которая потеряла свои слои на последних стадиях звездной эволюции, породив так называемую планетарную туманность. В центре формируется компактный белый карлик, остающийся от ядра звезды. Гибель звезд, конечная фаза звездной эволюции, – неотъемлемая часть общей эволюции галактик, поскольку она позволяет рассеивать в межзвездную среду тяжелые элементы, образующиеся внутри звезд в течение их жизни. Эти тяжелые элементы, или металлы, обогащают межзвездную среду и смешиваются с новыми поколениями звезд. Наилучшим подтверждением тому служит наша Солнечная система: существование планет и людей обусловлено тем, что облако газа, из которого образовалось Солнце, было загрязнено пеплом мертвых звезд. Кошачий Глаз – предвестие судьбы нашего Солнца, которая ожидает его через 5 млрд лет

Постоянный коллапс газовых облаков в процессе создания новых звезд, а также рециркуляция и постепенное обогащение межзвездной среды в результате эволюции звезд – ключевой процесс в эволюции галактик. Моя работа включает изучение галактик на большом красном смещении далеко за пределами нашей Местной группы – значительно дальше краев нашего кубика 1 × 1 м. Одна из важнейших концепций заключается в том, что, хотя мы говорили о связи между красным смещением и расстоянием, я не воспринимаю галактики, которые я изучаю, как невероятно далекие космические объекты (хотя они действительно далеко). Я считаю их отдаленными во времени, а не современными Млечному Пути. Расстояния между ними настолько велики, что испускаемый «далекими» галактиками свет, который мы видим, физически был излучен в древнем прошлом – миллиарды лет назад. Так что на самом деле мы измеряем то, какими были галактики, когда Вселенная была моложе. Некоторые отдаленные галактики сейчас (в этот самый момент) стали уже совсем другими, но мы не можем этого увидеть, потому что этот свет еще не дошел до нас.

Однако это не так уж и плохо, потому что, глядя в прошлое, мы можем понять, как космос и все его содержимое изменялись в процессе своей эволюции. Наблюдая за все более отдаленными галактиками, мы смотрим все дальше и дальше в прошлое. В этом суть моих исследований – изучение эволюции галактик.

Давайте очень кратко повторим все, что мы знаем, прежде чем продолжить наше путешествие. Мы оказались в ловушке на планете, вращающейся вокруг звезды, которая сама вращается – наряду с миллиардами других звезд и планетарных систем – вокруг дискообразной звездной системы, которую мы называем галактикой Млечный Путь, заполненной звездами, газом и пылью, а в «сердце» этой системы расположена огромная черная дыра. Мы знаем, что есть и другие галактики за пределами нашей: некоторые из них такие же, как Млечный Путь, некоторые – нет, и все они разделены огромными расстояниями и организованы в крупномасштабную структуру скоплений, групп и нитей. Когда звезды горят в этих галактиках, образуются новые элементы – металлы, которые могут рассеиваться по всей галактике, когда звезды умирают. Поскольку галактики отдаляются друг от друга все дальше, то времени, необходимого свету на преодоление большого расстояния между ними и нашими детекторами, требуется очень много, и поэтому мы видим эти галактики такими, какими они были раньше. Когда мы смотрим на очень далекие галактики, то получаем снимок прошлого Вселенной, и это – основа для наших исследований эволюции галактик. Так что пока у нас все довольно неплохо.

Туманность Ориона – область в нашей Галактике, где формируются новые звезды, изображаемые здесь в ближнем инфракрасном свете. Орион сияет за счет ионизированного газа и рассеянного звездного света, когда новые звезды освещают свои «колыбели», полные газа и пыли. Отображение этой области в ближнем инфракрасном свете позволяет астрономам преодолевать бо́льшую часть затемняющей пыли, которая коконом укутывает зарождающиеся звезды в центре туманности