Wszechświat w podczerwieni

Wszechświat w podczerwieni

Maciej Bilicki
Przełomowe wydarzenia w historii astronomii wiązały się częstokroć z zastosowaniem nowych przyrządów do obserwacji nieba lub wykorzystaniem innych od światła widzialnego nośników informacji o Wszechświecie. Gdy Galileusz równo 400 lat temu spojrzał w niebo przez lunetę, ówczesne wyobrażenia o naturze ciał niebieskich, opierające się głównie na poglądach Arystotelesa, musiały zostać gruntownie zrewidowane. Księżyc nie był już idealną sferą, lecz miał górzystą powierzchnię, zupełnie jak Ziemia. Istnienie czterech satelitów Jowisza zadało cios teorii geocentrycznej, a dostrzeżenie wszystkich faz Wenus stało się dowodem na ruch obiegowy tej planety wokół Słońca, jak kilkadziesiąt lat wcześniej postulował Kopernik. Nie mniej zdumiewające było odkrycie, iż Droga Mleczna to w istocie zbiorowisko gwiazd, nie zaś obiekt mgławicowy, podobnie jak fakt, że im silniejszy weźmiemy teleskop, tym więcej gwiazd przez niego zobaczymy. Późniejsze epoki przyniosły wiele podobnych odkryć, wynikających z zastosowania osiągnięć techniki do obserwacji nieba

Wykorzystanie fotografii w połączeniu z rozszczepieniem światła pozwoliło nam poznać naturę gwiazd. Dzięki coraz większym i wymyślniejszym teleskopom, na początku XX w. dowiedzieliśmy się, że Wszechświat to dużo więcej niż nasza Galaktyka, a wiele z tajemniczych „mgławic” ma podobną do niej strukturę i na dodatek większość z nich — innych galaktyk — oddala się od nas.

Równocześnie astronomowie zaczęli sięgać w zakresy widma elektromagnetycznego niedostępne dla naszych oczu. Pionierskie obserwacje Karla Jansky'ego z roku 1931 zapoczątkowały rozwój radioastronomii, która to dziedzina przyniosła nam wiele spektakularnych odkryć: pulsary, radiogalaktyki, kosmiczne masery czy wreszcie mikrofalowe promieniowanie tła, będące pozostałością po młodym, gorącym Wszechświecie i stanowiące jeden z filarów obowiązującej dziś teorii Wielkiego Wybuchu. Postęp techniczny wraz z nastaniem ery kosmicznej pozwolił na eksplorację wszystkich długości fali światła, również tych niedochodzących do powierzchni Ziemi: od wspomnianych już fal radiowych, poprzez mikrofale, podczerwień, po ultrafiolet, promienie Roentgena i gamma. Obecnie zaś jesteśmy u progu otwarcia nowych „okien”, przez które mamy nadzieję oglądać Kosmos: neutrin i fal grawitacyjnych. Można być przekonanym, że tak jak bywało już wiele razy, ich otwarcie przyniesie odkrycia o tyle zaskakujące, co rewolucyjne.

Rys. 1 Rys. 1. Przepuszczalność atmosfery w zakresie szeroko rozumianej podczerwieni, od ok. 1 ?m do 1000 ?m. Ciemne pasma oznaczają tzw. okna atmosferyczne. Źródło: Encyklopedia nauki i techniki, wyd. Prószynski i S-ka

Obserwacje w podczerwieni, o których traktować będzie niniejszy artykuł, zaczęto prowadzić w dużej skali stosunkowo niedawno. Są dwa główne powody tego stanu rzeczy. Po pierwsze, fale z tego zakresu, poza kilkoma wąskimi pasmami, są praktycznie całkowicie absorbowane przez ziemską atmosferę, a w szczególności zawartą w niej parę wodną (rys. 1). Oznacza to konieczność prowadzenia bardzo drogich badań spoza atmosfery lub umieszczania obserwatoriów w suchych, wysoko położonych rejonach, takich jak pustynia Atakama czy Antarktyda — trudno dostępnych i nieprzyjaznych człowiekowi. Po drugie, uzyskanie zadowalającego poziomu sygnału względem szumu wymaga efektywnego chłodzenia detektorów, przy wykorzystaniu ciekłego azotu (dla fal krótszych) lub helu (dla fal dłuższych), co dodatkowo zwiększa koszty. Dlatego też społeczność astronomiczna musiała czekać na pierwszy przegląd całego nieba w podczerwieni aż do roku 1983, kiedy to wystrzelono satelitę IRAS.

IRAS

Infrared Astronomical Satellite był chłodzonym nadciekłym helem teleskopem orbitalnym o aperturze 57 cm, ogniskowej 5,5 m i światłosile f/5,6, zbudowanym w układzie Ritchey-Chrétiena. Prowadził obserwacje całego nieba w czterech pasmach dalekiej podczerwieni: 12, 25, 60 i 100 ?m. Wykrył około 350 tys. źródeł, zwiększając tym samym liczbę wszystkich skatalogowanych ówcześnie obiektów astronomicznych o 70%. Mniej więcej 1/5 tych źródeł stanowiły galaktyki „aktywne gwiazdotwórczo” (ang. starburst galaxy) — czyli takie, w których zachodzą intensywne procesy powstawania nowych gwiazd z obłoków gazowych, najczęściej w następstwie niedawnej kolizji z inną galaktyką (jak chociażby w przypadku Anteny, czyli NGC 4038 i 4039), lub w wyniku międzygalaktycznego bliskiego spotkania — tu przykładem jest galaktyka Cygaro, nr 82 w katalogu Messiera (notabene będąca jedną z najjaśniejszych galaktyk w podczerwieni), która od jakichś 100 mln lat jest zaburzana pływowo przez sąsiadkę, M81. W katalogu IRAS znajdziemy też wiele gwiazd z pyłowo-gazowymi dyskami, będącymi prawdopodobnie miejscem powstawania planet (tu najbardziej znanym przykładem jest Wega, czyli alfa Lutni), protogwiazdy, jak również sześć komet — wśród nich IRAS-Araki-Alcock, która zbliżywszy się w 1983 r. na odległość 0,0312 jednostki astronomicznej od Ziemi była najbliższą znaną nam kometą od co najmniej 200 lat. Pod koniec 1983 na czołówkę „Washington Post” trafiła nawet informacja o odkryciu przez IRAS dużego obiektu znajdującego się w odległości porównywalnej z Plutonem — wkrótce jednak zweryfikowano, iż nie jest to legendarna „Planeta X”, względnie Nibiru, lecz jedynie dużo odleglejszy obłok międzygwiazdowy (tzw. cirrus, nazwany tak przez analogię do ziemskich chmur).

Obserwacje zebrane przez IRAS miały też niebagatelne znaczenie dla kosmologii. Otóż w zakresie podczerwonym tak zwana Strefa Unikania, czyli obszar nieba zasłaniany przez pył i gaz z dysku Drogi Mlecznej, jest znacznie mniejsza niż w zakresie optycznym. To pozwoliło na stworzenie w latach 90. XX w. katalogu galaktyk o nazwie PSCz (od Point Source Catalog, czyli katalog obiektów punktowych), zawierającego ponad 15 tys. obiektów. Pokrywał on 84% nieba i oprócz współrzędnych zawierał również przesunięcia ku czerwieni wszystkich umieszczonych w nim źródeł (stąd dodatkowe „z” w nazwie). Znajomość redshiftów, będących w kosmologii miarą odległości, pozwoliła po pierwsze na zobrazowanie rozkładu gęstości galaktyk w pobliskim Wszechświecie, a po drugie na wyliczenie przyspieszenia grawitacyjnego Grupy Lokalnej (GL). Kierunek tego przyspieszenia okazał się być zgodny z kierunkiem prędkości GL, tak jak to przewiduje tzw. teoria liniowa kosmologicznej niestabilności grawitacyjnej. Prędkość ta była znana już wcześniej, ze składowej dipolowej w rozkładzie temperatury mikrofalowego promieniowania tła, zmierzonej przez satelitę COBE, a jej porównanie z przyspieszeniem GL posłużyło do oszacowania średniej gęstości materii we Wszechświecie. Wyliczenia dokonywane na podstawie danych z katalogu IRAS PSCz konsekwentnie wskazywały na gęstość niższą od tzw. gęstości krytycznej (odpowiadającej Wszechświatowi o zerowej krzywiźnie), lecz około dwukrotnie większą, niż przyjmowana obecnie. Powodem tej rozbieżności jest fakt, iż jasność galaktyk w dalekiej podczerwieni nie zawsze jest dobrym miernikiem ich mas, tak więc tego typu pomiary obciążone są tzw. efektem selekcji.

COBE

Po sukcesie satelity IRAS wynoszono na orbitę kolejne teleskopy pracujące w zakresie podczerwonym. I tak wspomniany już COBE, czyli COsmic Microwave Explorer, wystrzelony w 1989 r., miał na pokładzie trzy detektory: DMR (działający w paśmie mikrofalowym) oraz FIRAS i DIRBE. Ten trzeci instrument badał głównie pył międzyplanetarny i międzygwiazdowy, a także tło promieniowania podczerwonego. Jednak najbardziej znanym wynikiem obserwacji dokonanych przez tego satelitę jest wykazanie (dzięki danym z FIRAS), iż mikrofalowe promieniowanie tła ma widmo ciała doskonale czarnego o temperaturze 2,7 K oraz że względna anizotropia tego promieniowania (oprócz wspomnianej już składowej dipolowej) jest na poziomie 10-5 (tu przysłużył się DMR). Za te odkrycia, ugruntowujące słuszność teorii Wielkiego Wybuchu, John Mather i George Smoot zostali uhonorowani Nagrodą Nobla w 2006 r.

ISO

Kolejną misją satelitarną, o której warto wspomnieć, było kosmiczne obserwatorium podczerwone, czyli ISO (Infrared Space Observatory), działające w latach 1995 – 1998. Był to projekt europejsko-japońsko-amerykański, w którym do 60-cm teleskopu dołączono dwa spektrometry, kamerę i fotopolarymetr, pracujące w zakresie od 2,5 do 240 ?m. Wśród najważniejszych odkryć dokonanych przez ISO należy wymienić po pierwsze znalezienie krzemianów krystalicznych poza Układem Słonecznym (w szczególności w atmosferach gwiazd), jak również i w komecie Hale-Bopp, a także zaobserwowanie linii pary wodnej w widmach planet, komet, chłodnym ośrodku międzygwiazdowym, otoczkach wokółgwiazdowych, a nawet w odległej o około ćwierć miliarda lat świetlnych galaktyce Arp 220, stanowiącej wzorcowy przykład tzw. galaktyki skrajnie jasnej w podczerwieni (ULIRG). Dodatkowo zidentyfikowano przejścia rotacyjne molekuły H2 w młodych masywnych gwiazdach, materii międzygwiazdowej czy zewnętrznych częściach dysków galaktyk. Oprócz tego dzięki ISO uzyskano podczerwone rozkłady widmowe dla wielu galaktyk, zaś głębokie przeglądy fragmentów nieba w bliskiej i dalekiej podczerwieni przysłużyły się do poszerzenia naszej wciąż niepełnej wiedzy na temat historii powstawania galaktyk i procesów gwiazdotwórczych w nich zachodzących.

AKARI

Przechodząc do obserwatoriów nadal działających wymienić należy krążący na orbicie okołoziemskiej teleskop japoński o nazwie AKARI. Od maja 2006 do sierpnia 2007 r. prowadził on przegląd całego nieba na falach od 50 do 180 mikronów, ze znacznie większą czułością i rozdzielczością niż jego poprzednik IRAS, a także badał wybrane pola na falach krótszych, aż do 1,7 ?m. Obecnie, po wyczerpaniu się zapasów ciekłego helu, satelita jest przygotowywany do prowadzenia obserwacji w wyższej temperaturze, tj. 40 K. Ogromna liczba danych zebrana dotychczas w ramach tego projektu jest wciąż analizowana; wstępna wersja katalogu z przeglądu całego nieba pojawiła się w listopadzie zeszłego roku. Trudno jest z tak krótkiej perspektywy podsumować dokonania naukowe tego projektu, jednak już teraz wiadomo, że są one niemałe. Z nowinek warto wymienić liczne obserwacje pozostałości po supernowych w Wielkim Obłoku Magellana, wysokiej rozdzielczości zdjęcia Betelgezy, ujawniające falę uderzeniową powstającą w wyniku oddziaływania wiatru od tej gwiazdy z otaczającą materią, a także potwierdzenie wciąż nierozumianego zjawiska, jakim jest brak zimnego pyłu międzygwiazdowego w gromadach kulistych. Obserwowane były również obszary powstawania gwiazd, gwiazdy na późnym etapie ewolucji i galaktyki aktywne (AGN). Specjalne przeglądy ultragłębokich pól galaktycznych (analogicznych do tych dokonanych swego czasu przez kosmiczny teleskop Hubble'a) potwierdzają fakt ewolucji populacji galaktycznej z wiekiem oraz wskazują, iż w przeszłości galaktyki świeciły silniej w dalekiej podczerwieni niż obecnie — zapewne ze względu na większą dawniej aktywność gwiazdotwórczą.

Teleskop kosmiczny Spitzera

Kolejnym teleskopem satelitarnym prowadzącym obserwacje w podczerwieni jest kosmiczny teleskop Spitzera o średnicy lustra 85 cm. Został on wyniesiony w Kosmos w roku 2003 i podąża za Ziemią na orbicie okołosłonecznej, oddalając się od naszej planety o około 0,1 jednostki astronomicznej rocznie. Jest czwartym i ostatnim z tzw. Wielkich Obserwatoriów NASA, po teleskopach kosmicznych Hubble'a, Comptona i Chandra. Wykonuje spektroskopię na falach 5–40 ?m, spektrofotometrię w zakresie 50–100 ?m oraz fotometrię w całym zakresie widma podczerwonego. Trudno byłoby przecenić znaczenie tego obserwatorium dla współczesnej astronomii. Przykładowo, dzięki niemu w 2005 r. dokonano pierwszego bezpośredniego pomiaru natężenia promieniowania od planety pozasłonecznej, HD 209458 b (poprzez analizę światła otrzymywanego od macierzystej gwiazdy podczas tranzytów i zakryć planety). Również i pierwsze znane nam widma promieniowania emitowanego przez planety spoza Układu Słonecznego zawdzięczamy temu teleskopowi — oprócz wymienionego przed chwilą obiektu, poznano również spektrum podczerwone HD 189733 b. W roku 2007, również po raz pierwszy, sporządzono mapę rozkładu temperatury na powierzchni tego ostatniego ciała. Spośród innych znaczących osiągnięć należy wymienić dokładne poznanie ewolucji dysków gazowo-pyłowych wokół gwiazd typu słonecznego; okazuje się, że proces powstawania planet w tych dyskach zaczyna się już w przeciągu pierwszych 10 mln lat po ich uformowaniu. Wykazano też, iż obiekty o masach rzędu 10 mas Jowisza i większych (pośrednie między planetami a brązowymi karłami, jak również i same brązowe karły) powstają w sposób analogiczny do gwiazd, poprzez kolaps grawitacyjny obłoku gazowego. Badano też dokładnie materię wyrzucaną przez komety w Układzie Słonecznym oraz obiekty Pasa Kuipera; te ostatnie okazały się mieć bardzo małą gęstość (nawet poniżej 1 g/cm3) i bardzo zróżnicowane albeda, od 0,1 do 0,7. Część z nich jest więc, podobnie jak głowy komet, „brudnymi kulami śniegowymi”.

Teleskop Spitzera nadal prowadzi obserwacje, choć w każdej chwili można oczekiwać wyczerpania się zapasów ciekłego helu, koniecznego do chłodzenia detektorów. Liczba danych zebranych przez niego jest jednak ogromna i będzie służyć rzeszom astronomów jeszcze przez wiele lat. Lecz już teraz to i wszystkie omówione powyżej satelitarne obserwatoria podczerwone mają godnego następcę: Kosmiczne Obserwatorium Herschela Europejskiej Agencji Astronomicznej (ESA), któremu poświęcamy osobny artykuł w niniejszym numerze. Misja ta, nazwana tak na cześć odkrywcy promieniowania podczerwonego Williama Herschela (bardziej znanego z odkrycia Urana i konstrukcji olbrzymiego jak na swoje czasy teleskopu o lustrze 1,2 m i ogniskowej 12 m) miała swój początek 15 maja tego roku. Jest to największy w historii ludzkości teleskop wyniesiony w Kosmos, o średnicy lustra 3,5 m. Pod koniec roku obserwatorium powinno osiągnąć docelową pozycję na orbicie okołosłonecznej. Cała społeczność astronomiczna z niecierpliwością będzie czekać na wyniki obserwacji dokonanych tym teleskopem…

Tabela. Okna atmosferyczne w podczerwieni

Długość fali
(?m)
  Nazwa  
pasma
Używane teleskopy
0,65 do 1,0R, IOptyczne
1,25JOptyczne i specjalne podczerwone
1,65H
2,2K
3,45LSpecjalne podczerwone i niektóre optyczne
4,7M
10N
20Q  Niektóre specjalne podczerwone i niektóre optyczne
450fale submmSubmilimetrowe

Omówienie wszystkich misji satelitarnych służących obserwacjom w podczerwieni wymagałoby znacznie dłuższego artykułu. Co więcej, na falach dłuższych niż widzialne można prowadzić obserwacje również z Ziemi, choć jedynie w kilku wąskich oknach (tab.). Ponieważ do obserwacji w części z pasm podczerwonych można używać istniejących już teleskopów optycznych, tak więc odbiorniki czułe na fale z tego zakresu znajdziemy na wielu „gigantach”. Dobrym przykładem jest tu obserwatorium na szczycie Mauna Kea na Hawajach, gdzie obserwacje w podczerwieni prowadzi się m.in. na optycznych teleskopach Kecka, Subaru, CFHT i Gemini, specjalnych teleskopach podczerwonych UKIRT i IRTF oraz teleskopach submilimetrowych (np. James Clerk Maxwell Telescope). Wielu bezcennych informacji o Wszechświecie dostarczają jednak również przeglądy dokonywane mniejszymi przyrządami, czego przykładem jest przegląd 2MASS.

Przegląd 2MASS

Rys. 2 Rys. 2. Schemat układu optycznego i biegu promieni świetlnych w kamerach zastosowanych w teleskopach przeglądu 2MASS. Dzięki soczewkom dichroicznym było możliwe rejestrowanie promieniowania w pasmach fotometrycznych J, H i KS na trzech matrycach CCD równocześnie (po lewej). Źródło: University of Massachusetts

Two Micron All Sky Survey, czyli przegląd całego nieba na 2 mikronach, działał w latach 1997–2001 i był wynikiem współpracy dwóch amerykanskich instytucji: University of Massachusetts oraz Infrared Processing and Analysis Center (IPAC), będącego częścią NASA. Zadaniem przeglądu było wykonanie fotometrii całej sfery niebieskiej w trzech pasmach bliskiej podczerwieni: J (centralna długość fali 1,25 ?m), H (1,65 ?m) i KS (2,17 ?m — stąd nazwa). Do tego celu zbudowano dwa identyczne, stosunkowo małe teleskopy o średnicach luster 1,3 m, pracujące w układzie Cassegraina. Z oczywistych powodów, jeden z nich znajdował się na półkuli północnej (Whipple Observatory na Mount Hopkins w Arizonie), a drugi na południowej (Cerro Tololo Inter-American Observatory w Chile). Każdy z teleskopów skanował niebo w tempie około jednej minuty kątowej w deklinacji na sekundę. Podczas tego ruchu zwierciadło wtórne obracało się w przeciwną stronę, dzięki czemu przez 1,3 s obraz w płaszczyźnie ogniskowej był nieruchomy i wykonywane było zdjęcie nieba. Następnie przez 0,1 s lustro wtórne przekręcało się w drugą stronę, by nakierować się na fragment nieba przesunięty o 1/6 szerokości poprzedniego zdjęcia. W ten sposób każdy punkt na niebie był fotografowany 6 razy, z łącznym czasem integracji wynoszącym 7,8 s. Co więcej, zdjęcia wykonywano równocześnie w trzech pasmach przeglądu, dzięki pomysłowemu układowi optycznemu kamer (rys. 2).

Podstawowym wynikiem przeglądu 2MASS są dwa katalogi pokrywające całe niebo: katalog obiektów punktowych (PSC) i katalog obiektów rozciągłych (XSC). Ten pierwszy zawiera pozycje i jasności ponad 470 mln gwiazd i innych źródeł, które zostały rozpoznane jako punktowe. Drugi z tych katalogów to ponad 1,6 mln obiektów „mgławicowych”, głównie galaktyk, lecz również źródeł rozciągłych z Drogi Mlecznej: regionów HII, mgławic planetarnych, młodych obiektów gwiazdowych (YSO) itp. Katalogi te zostały utworzone w wyniku komputerowej analizy ponad 4 mld plików w formacie FITS (ang. Flexible Image Transport System, format używany w astronomii do przechowywania obrazów nieba). Ogromną zaletą przeglądu 2MASS jest fakt pełnej i darmowej dostępności wszystkich zebranych danych z odpowiedniej strony na serwerze IPAC (same katalogi zajmują łącznie 43 GB, zaś nieprzetworzone dane to ponad 10 TB). Istnieje też możliwość otrzymania pocztą zestawu 5 dwustronnych płyt DVD z odpowiednimi plikami.

Już pierwsze obserwacje dokonane teleskopami przeglądu 2MASS doprowadziły do określenia nowego typu widmowego gwiazd, mianowicie karłów typu L. Są to brązowe karły mniej masywne i chłodniejsze od najlżejszych gwiazd ciągu głównego (typu M). Ich temperatury ocenia się na około 1500 K, masy na ok. 1/20 masy Słonca, zaś rozmiary są porównywalne z rozmiarem Jowisza. Ich widma charakteryzują się obecnością silnych pasm wodorków metali (FeH, CrH, MgH, CaH) oraz wyraźnych linii metali alkalicznych (Na I, K I, Cs I, Rb I). Szacunki pokazują, że brązowe karły typu L oraz im pokrewne typu T (zawierające pasma metanu w widmach) są dwukrotnie bardziej liczne w Galaktyce niż „zwykłe” gwiazdy, jednak stanowią niewielki, co najwyżej kilkunastoprocentowy, wkład do całkowitej masy gwiazd Drogi Mlecznej.

Skatalogowanie wszystkich obiektów punktowych dostępnych dla przeglądu pozwoliło na utworzenie obrazu naszej Galaktyki w bliskiej podczerwieni (rys. 3). Jak widać, w tych pasmach dominuje zgrubienie centralne, przy czym jego część oraz dysk Drogi Mlecznej są przysłaniane przez obłoki pyłowe. Pył ten, choć dobrze widoczny na tle gwiazd w „barwach” przeglądu 2MASS, jest równocześnie dużo bardziej przezroczysty w bliskiej podczerwieni, niż ma to miejsce w zakresie widzialnym (ekstynkcja w paśmie KS jest około 12 razy słabsza niż w paśmie B). Mogliśmy częściowo zajrzeć za wspomnianą już Strefę Unikania (czyli obszar nieba, w którym gęstość powierzchniowa innych galaktyk jest mała, ze względu na istnienie Galaktyki). Dzięki temu odkryto najbliższą znaną nam galaktykę poza Drogą Mleczną — Galaktykę Karłowatą w Wielkim Psie, odległą od Układu Słonecznego o ok. 8 kiloparseków, która jest obecnie rozrywana w wyniku oddziaływania pływowego naszego systemu gwiezdnego (patrz „Urania–PA” 4/2004). Cały czas są identyfikowane kolejne galaktyki na niskich szerokościach galaktycznych (|b|<10°), np. poprzez obserwacje radiowe w linii HI kandydatów wybranych spośród obiektów rozciągłych katalogu 2MASS XSC. Badania tego rodzaju dadzą nam pełniejszy obraz naszego kosmicznego sąsiedztwa i pozwolą zapełnić niektóre „białe plamy” na mapach wielkoskalowej struktury Wszechświata.

Rys. 3 Rys. 3. Obraz dysku Drogi Mlecznej w bliskiej podczerwieni uzyskany dzięki przeglądowi 2MASS. Widoczne zgrubienie centralne Galaktyki i obłoki pyłu przysłaniające światło gwiazd. Źródło: University of Virginia

Oprócz wspomnianych wyżej poszukiwań w Strefie Unikania, Two Micron All-Sky Survey ma duże znaczenie dla szeroko rozumianej astronomii pozagalaktycznej. Opublikowany w 2003 r. atlas dużych galaktyk (2MASS Large Galaxy Atlas) zawiera 100 największych (w sensie kątowym) galaktyk z katalogu obiektów rozciągłych. Nie powinno stanowić zaskoczenia, iż podobnie jak w zakresie widzialnym, również i tu największe są Obłoki Magellana oraz Galaktyka Andromedy (M31). Co więcej, klasyfikacja morfologiczna galaktyk w bliskiej podczerwieni jest podobna do klasycznego schematu widełkowego, opracowanego przez Edwina Hubble'a już w 1927 r. Warto jednak zauważyć, że w pasmach przeglądu 2MASS galaktyki wydają się bardziej „rozmyte” niż w zakresie widzialnym, ze względu na większą czułość na starsze i chłodniejsze gwiazdy niż na młode i gorące, które gromadzą się głównie w ramionach spiralnych.

Rys. 4 Rys. 4. Rozkład galaktyk w katalogu 2MASS XSC we współrzędnych galaktycznych. Struktury oznaczone literami to odpowiednio: A — dysk Drogi Mlecznej, B — supergromada Perseus-Pisces, C — gromada Coma, D — gromada Virgo/Supergromada Lokalna, E — supergromada Hercules, F — zgrupowanie Shapleya/Abell 3558, G — supergromada Hydra/Centaurus, H — „Wielki Atraktor”/Abell 3627, I — supergromada Pavo/Indus, J — supergromada Horologium/Re­ticulum. Źródło: IPAC/NASA

Również i kosmologia wiele zawdzięcza omawianemu tu przeglądowi. Już sama fotometria całego nieba pozwoliła na zobrazowanie rozkładu galaktyk na sferze niebieskiej, przypominającego znaną już wcześniej kosmiczną „pajęczynę” (rys. 4). Jak sądzimy, w bliskiej podczerwieni jasności galaktyk dobrze odwzorowują rozkład masy, a więc tego typu diagram można z dobrym przybliżeniem uznać za rzutowaną na niebo mapę rozkładu ciemnej materii. Natomiast w celu uzyskania obrazu trójwymiarowego struktury wielkoskalowej Wszechświata potrzebujemy odległości do poszczególnych obiektów lub przynajmniej ich przesunięć ku czerwieni. Bezpośrednie (czyli przez pomiary spektroskopowe) uzyskanie tych wielkości dla wszystkich obiektów z 2MASS XSC jest praktycznie niemożliwe; dlatego też jako pierwszy opracowany został katalog tzw. fotometrycznych przesunięć ku czerwieni (XSCz), w którym redshifty ok. 1,1 mln źródeł oszacowano z analizy ich podczerwonych kolorów. Oprócz tego grupa astronomów z amerykanskich i angielskich uczelni prowadzi systematyczny przegląd spektroskopowy źródeł z 2MASS XSC do pewnej granicznej jasności (docelowo 12,2 mag. w paśmie KS). Powstający w ten sposób 2MASS Redshift Survey (2MRS) ma zawierać ok. 100 tys. galaktyk i będzie to najgłębszy przegląd całego nieba zawierający przesunięcia ku czerwieni (przegląd SDSS zawiera co prawda dziesięciokrotnie więcej redshiftów obiektów pozagalaktycznych, lecz pokrywa jedynie ok. 1/5 sfery niebieskiej). Już analiza częściowych danych z 2MRS pozwoliła na oszacowanie średniej gęstości materii nierelatywistycznej w lokalnym Wszechświecie, w sposób analogiczny do metody zastosowanej dla przeglądu IRAS PSCz. Porównanie prędkości Grupy Lokalnej z jej przyspieszeniem grawitacyjnym, wyliczonym z trójwymiarowego rozkładu galaktyk w 2MRS do KS = 11,25 mag. (ponad 23 tys. obiektów), dało wynik na poziomie 23% gęstości krytycznej Wszechświata, co jest zgodne z rezultatami uzyskiwanymi niezależnymi metodami, jak chociażby poprzez analizę anizotropii temperatury mikrofalowego promieniowania tła (satelita WMAP), czy badania dynamiki gromad galaktyk.

Astronomiczne okno na podczerwony Kosmos otwiera się coraz szerzej, w miarę postępu technologicznego i rosnącej liczby obserwacji prowadzonych w tym zakresie z Ziemi i z przestrzeni kosmicznej. Analiza i interpretacja ogromnej liczby danych zbieranych przez detektory czułe na fale mikrometrowe pozwalają nam na budowanie cegiełka po cegiełce spójnego obrazu Wszechświata, od Układu Słonecznego począwszy, poprzez naszą Galaktykę, aż po struktury w największych skalach.

Maciej Bilicki jest absolwentem astronomii na UMK, a obecnie doktorantem w CAMK PAN w Warszawie. W swojej pracy naukowej zajmuje się strukturą wielkoskalową Wszechświata

(Źródło: „Urania — PA” nr 4/2009)