Проект DESI представил крупнейшую 2D-карту Вселенной: 4 миллиарда объектов на 5,6 трлн пикселей

Международная группа ученых, работающая со спектрографическим прибором темной энергии DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument), представила одиннадцатый массив астрономических данных — Data Release 11. Этот релиз представляет собой самую большую и полную плоскую двухмерную карту наблюдаемой части Вселенной за всю историю астрономии.

Итоговое цифровое изображение состоит из 5,6 триллиона пикселей. На нем зафиксировано почти четыре миллиарда космических объектов, включая астероиды Солнечной системы, звезды Млечного Пути, далекие галактики, квазары и активные ядра, содержащие сверхмассивные черные дыры. Карта охватывает около 75 процентов площади всего ночного неба и объединяет наблюдения в видимом и ближнем инфракрасном диапазонах спектра.

Данная работа решает две основные задачи. Во-первых, она дает астрономам высокоточный координатный справочник для повседневных исследований. Во-вторых, она служит основой для измерения параметров темной энергии — пока не объясненного физического фактора, из-за которого расстояние между галактиками увеличивается все быстрее.

Состав наблюдательных данных и задействованные телескопы

Создание карты такого масштаба заняло несколько лет и потребовало участия более 160 исследователей из десятков научных институтов мира. Чтобы зафиксировать три четверти небесной сферы с высоким разрешением, ученые объединили данные трех независимых наблюдательных программ:

1. DECaLS (Dark Energy Camera Legacy Survey). Наблюдения проводились в Межамериканской обсерватории Серро-Тололо в Чили. В проекте использовали 4-метровый оптический телескоп имени Виктора Бланко. На нем установлена специализированная камера темной энергии (DECam) с матрицей разрешением 520 мегапикселей. Камера снимала южное полушарие неба.
2. MzLS (Mayall z-band Legacy Survey). Съемка велась в Северном полушарии на 4-метровом телескопе имени Николаса Майолла. Этот инструмент расположен в Национальной обсерватории Китт-Пик в штате Аризона, США. Телескоп фиксировал излучение в длинноволновой оптической части спектра (z-диапазон).
3. BASS (Beijing-Arizona Sky Survey). Этот обзор также проводили в обсерватории Китт-Пик, но на 2,3-метровом телескопе Бока, который принадлежит Стюардовской обсерватории Аризонского университета. Проект выполнялся совместно с астрономами из Национальных астрономических обсерваторий Китая.

Наземные оптические телескопы фиксируют излучение в диапазоне, который воспринимает человеческий глаз, а также в немного более длинных волнах. Однако этот свет часто рассеивается или полностью поглощается скоплениями космической пыли. Чтобы увидеть объекты за пылевыми облаками, исследователи добавили к наземным снимкам данные орбитального космического телескопа NASA WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer).

Прибор WISE сканировал небо в инфракрасных лучах. Длина инфракрасной волны превышает размеры типичных частиц космической пыли, поэтому такое излучение свободно проходит через газопылевые облака. Наложение инфракрасных данных на оптические позволило обнаружить миллионы тусклых и удаленных галактик, которые иначе остались бы скрытыми.

Соруководитель проекта Дэвид Шлегель из Национальной лаборатории имени Лоуренса в Беркли сообщил, что опубликованный каталог стал стандартным рабочим инструментом: сегодня исследователи при изучении любого удаленного небесного тела первым делом открывают интерфейс обзора, чтобы проверить точные параметры и окружение нужного объекта.

В чем разница между двухмерной и трехмерной картой Вселенной

Опубликованная карта является двухмерной. Это означает, что для каждого из четырех миллиардов объектов на ней известны только две угловые координаты на небесной сфере, а также показатели яркости на разных длинах волн.

На обычной двухмерной фотографии невозможно напрямую понять, насколько далеко находится тот или иной объект. Тусклая близкая звезда может выглядеть точно так же, как гигантская, но крайне далекая галактика. Чтобы сделать карту трехмерной, астрономам необходимо вычислить третье измерение — расстояние от Земли до каждого источника света.

Определить это расстояние методом прямой фотосъемки нельзя. Для этого требуется спектроскопия. Суть метода заключается в следующем: свет от конкретной галактики направляют на дифракционную решетку или призму, которая разлагает этот свет на отдельные составляющие — спектр. В полученном спектре ученые видят темные и светлые линии. Эти линии соответствуют атомам определенных химических элементов, например водорода, гелия или кислорода.

Поскольку Вселенная непрерывно расширяется, галактики удаляются от нашей планеты. Из-за этого движения световые волны, идущие от удаляющихся объектов, растягиваются. Длина волны увеличивается, а все спектральные линии смещаются в сторону длинноволнового (красного) конца спектра. Это физическое явление называют космологическим красным смещением.

Чем дальше от Земли находится галактика, тем быстрее она удаляется из-за расширения пространства, и тем сильнее смещаются линии в ее спектре. Измерив величину этого смещения, физики вычисляют точную скорость удаления объекта, дистанцию до него и время, которое свет затратил на путь до земных телескопов.

Сделать спектральный анализ сразу четырех миллиардов объектов невозможно: это заняло бы слишком много времени. Поэтому двухмерная карта выполняет роль подробного каталога целей. Астрономы сначала фиксируют точное положение всех источников света на плоском снимке, отбирают наиболее важные галактики и квазары, а затем наводят на них спектрографы для измерения третьего измерения — расстояния.

Конструкция и принцип действия спектрографа DESI

Инструмент DESI установлен на вершине телескопа Майолла в Аризоне. Это сложный роботизированный комплекс, созданный специально для массового одновременного сбора спектров.

В фокальной плоскости телескопа расположена пластина, на которой смонтированы 5000 миниатюрных независимых роботизированных механизмов (позиционеров). Каждый позиционер удерживает наконечник тонкого оптоволоконного кабеля.

Работа комплекса организована следующим образом:

1. На основе двухмерного каталога DR11 компьютерная программа рассчитывает точные координаты пяти тысяч галактик, попадающих в поле зрения телескопа в текущий момент.
2. Роботизированные приводы перемещают наконечники оптоволоконных кабелей с точностью до нескольких микрометров, совмещая каждое волокно со своей целевой галактикой.
3. Оптоволоконные линии передают собранный свет в служебное помещение под телескопом, где установлены десять высокоточных спектрографов с оптическими датчиками, охлаждаемыми до сверхнизких температур.
4. Спектрографы одновременно фиксируют спектры всех пяти тысяч объектов.
5. После завершения экспозиции телескоп слегка поворачивается, роботы перенастраивают оптоволокно на следующие пять тысяч целей, и цикл повторяется.

Благодаря этой автоматизированной системе DESI измеряет расстояния до миллионов объектов в десятки раз быстрее всех приборов предыдущих поколений. Ранее завершенный пятилетний этап работы позволил определить спектры и трехмерные координаты более чем 47 миллионов галактик и квазаров, расположенных на расстояниях до 11 миллиардов световых лет.

Проблема темной энергии и неожиданные результаты измерений

Главная цель измерений DESI — выяснить физические свойства темной энергии.

В 1998 году две независимые группы астрономов исследовали вспышки сверхновых звезд типа Ia в далеких галактиках. Сверхновые этого типа обладают одинаковой предельной светимостью, что позволяет точно вычислять расстояние до них по их видимой яркости. Наблюдения показали неожиданный результат: далекие сверхновые выглядели заметно тусклее, чем должны были быть при стабильном или замедляющемся расширении Вселенной.

Это доказало, что Вселенная расширяется с постоянным ускорением. Чтобы объяснить это ускорение, в физику ввели понятие темной энергии. Это гипотетическая форма энергии, которая равномерно заполняет все пространство и создает отрицательное гравитационное давление, заставляя галактики разлетаться во все стороны. На долю темной энергии приходится около 70 процентов всей массы-энергии Вселенной.

В общепринятой космологической модели (модели ΛCDM, где греческая буква Λ обозначает лямбда-член) темная энергия считается космологической постоянной, введенной еще Альбертом Эйнштейном. Это означает, что плотность темной энергии абсолютно неизменна: сколько бы нового пространства ни появлялось в результате расширения, в каждом кубическом метре вакуума содержится строго постоянное количество этой энергии.

Если космологическая постоянная верна, то в будущем Вселенная продолжит расширяться с нарастающей скоростью. Через триллионы лет все остальные галактики уйдут за пределы горизонта видимости, новые звезды перестанут зажигаться из-за разрежения газа, и Вселенная закончит свое существование в состоянии полного холода и изоляции (сценарий тепловой смерти или Большого замерзания).

Однако предварительный анализ распределения галактик, полученный при помощи DESI, привел к неожиданным выводам. Скопления галактик на разных временных отрезках истории Вселенной распределены так, что действие темной энергии кажется ослабевающим с течением времени.

Если эти данные подтвердятся в следующих циклах наблюдений, физикам придется отказаться от концепции простой неизменной космологической постоянной. Ослабление темной энергии указывает на то, что она является не статичным свойством пустого пространства, а динамической физической сущностью — переменным полем (в теоретической физике его называют квинтэссенцией).

У этого вывода есть прямое следствие для будущего космоса: если влияние темной энергии снижается, ускоренное расширение пространства со временем замедлится. В отдаленном будущем расширение Вселенной может прекратиться вовсе, после чего система перейдет в стабильное равновесное состояние либо начнется обратный процесс сжатия всей материи.

Дополнительные научные задачи: темная материя и нестационарные события

Хотя карта DR11 разрабатывалась в первую очередь для космологии, содержащиеся в ней данные используются во множестве других направлений астрофизики:

• Поиск гравитационных линз. В общей теории относительности массивные объекты искривляют пространство вокруг себя. Когда свет от очень далекой галактики проходит рядом с крупным скоплением галактик, траектория лучей искривляется. Скопление работает в качестве гравитационной линзы: изображение фоновой галактики искажается, растягивается в дугу или распадается на несколько копий. Анализируя форму этих дуг, физики вычисляют полную массу линзы. Поскольку видимых звезд и газа для такого искривления недостаточно, этот метод позволяет напрямую измерять распределение скрытой массы — темной материи. На темную материю приходится около 85 процентов всей гравитирующей материи во Вселенной, но ее частицы до сих пор не зафиксированы лабораторными приборами.
• Изучение переменных и взрывных процессов. В космосе регулярно происходят кратковременные события: вспышки сверхновых, слияния нейтронных звезд, гамма-всплески и быстрые радиовсплески (FRB — миллисекундные импульсы радиоизлучения неизвестной природы). Чтобы понять механизм такого взрыва, ученым нужно знать, что именно находилось в этой точке пространства до вспышки. Архив снимков высокого разрешения дает возможность быстро найти исходную галактику или звезду и оценить ее параметры в спокойном состоянии.

Обработка больших данных и подготовка к инструментам нового поколения

Каталог на четыре миллиарда объектов содержит объемы данных, которые невозможно обработать ручным трудом. Для анализа таких массивов ученые привлекают методы машинного обучения. Алгоритмы обучают автоматически классифицировать объекты: отличать близкие тусклые карликовые звезды от гигантских эллиптических галактик, расположенных на краю наблюдаемого мира, а также выявлять редкие физические аномалии.

Создание и проверка таких алгоритмов на данных DESI необходимы для подготовки к запуску новых обсерваторий, которые вступят в строй в ближайшие годы:

• Обсерватория имени Веры Рубин. В настоящее время завершается ее строительство на вершине Серро-Пачон в Чили. Главный телескоп обсерватории оснащен 8,4-метровым зеркалом и самой большой в мире цифровой камерой на 3,2 миллиарда пикселей. В рамках программы LSST (Legacy Survey of Space and Time) телескоп будет фотографировать все доступное небо каждые три-четыре ночи. Каждые сутки обсерватория будет генерировать около 10 терабайт сырых данных.
• Космический телескоп Nancy Grace Roman. Это 2,4-метровый инфракрасный телескоп NASA, запуск которого запланирован на вторую половину текущего десятилетия. Его поле зрения будет в сто раз больше, чем у космического телескопа «Хаббл». За пять лет работы прибор передаст более 20 петабайт информации (около 20 000 терабайт).

Без надежно размеченных справочных каталогов, таких как архив DESI DR11, алгоритмы обработки данных новых обсерваторий не смогут проводить автоматическую фильтрацию полезного сигнала и отсеивать помехи в таких масштабах информации.

Открытый доступ и дальнейший график работы

Каталог DR11 полностью открыт для мирового сообщества. Профессиональные исследователи могут отправлять структурированные программные запросы к базе данных через сервис Astro Data Lab, который поддерживается американским Центром данных общественной науки.

Любой человек может открыть веб-приложение Legacy Survey Sky Viewer через обычный браузер. Программа позволяет плавно масштабировать все изображение неба: от общих видов полушарий до детальных структур конкретных туманностей, спиральных рукавов галактик и звездных скоплений.

Соруководитель проекта Арджун Дей из NSF NOIRLab подчеркнул, что открытость этих результатов принципиальна: данные фундаментальных исследований должны быть общедоступны, поскольку они отражают строение окружающего мира, интерес к которому объединяет всех людей. Благодаря открытой публикации к научному поиску могут подключаться любители астрономии и участники волонтерских программ гражданской науки (Citizen Science).

Инструмент DESI продолжает наблюдения в обсерватории Китт-Пик. Согласно утвержденному плану, сбор спектральных данных продлится минимум до 2028 года. В 2027 году научная группа намерена опубликовать обновленный трехмерный анализ, в который войдут уточненные спектроскопические измерения за первые пять лет непрерывной работы прибора. Этот отчет должен дать окончательный ответ на вопрос о том, действительно ли влияние темной энергии ослабевает со временем и к какому физическому финалу придет расширяющаяся Вселенная.