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.
