Обзор галактик 6dF

Обзор проводился с помощью прибора 6dF (англ. Six Degree Field), установленного на 1,24-метровом Британском телескопе Шмидта (рис. 1, 2) в обсерватории Сайдинг-Спринг (Австралия) и введённого в эксплуатацию в первой половине 2001 года^[2][12]. Данный прибор, имеющий широкое поле зрения и предназначенный для проведения многообъектных спектроскопических обзорных наблюдений неба в автоматизированном режиме, был способен одновременно регистрировать излучение 150 объектов в участке небесной сферы угловым диаметром 5,7° (с чем и связано название самого прибора и обзора)^[1][6]. Затем излучение, собранное на специальной пластине в фокальной плоскости, с помощью 150 оптических волокон направлялось в спектрограф для последующего анализа. После этого специальный роботизированный позиционер автоматически перенастраивал пластину с оптоволокном для наблюдения следующего участка неба^[2]. При этом использовалось две заменяемые пластины: пока одна участвовала в наблюдениях, вторая перенастраивалась. Такая система позволяла проводить спектроскопические исследования большого количества объектов за относительно короткие сроки. Всего наблюдалось 1526 таких участков неба, и полученные данные для 1447 их них попали в финальные опубликованные результаты обзора (остальные были отброшены из-за низкого качества полученных данных)^[8].

Наблюдениями была охвачена бо́льшая часть Южного полушария неба с галактической широтой ${\displaystyle |b|>10^{\circ }}$ (т. е. исключалась область, отстоящая менее чем на 10° от галактического экватора с обеих его сторон, ввиду того, что в этой полосе велико поглощение излучения галактической пылью)^[6]. Общая площадь наблюдавшейся области составляет 17 046 квадратных градусов^[6] (41% всей небесной сферы^[8]), что на порядок больше суммарной площади обзора красных смещений галактик 2dF (~2000 квадратных градусов)^[13] и на момент публикации финальных результатов обзора более чем в 2 раза превышало площадь спектроскопических наблюдений Слоуновского цифрового обзора неба^[14]. Максимальное красное смещение галактик составляло ${\displaystyle z_{max}\approx 0,\!15}$^[6] (что соответствует расстояниям до 2 млрд световых лет), среднее — ${\displaystyle {\overline {z}}=0,\!053}$^[8]. Хотя глубина данного обзора меньше, чем у 2dF, вследствие более широкого охвата небесной сферы сопутствующий объём пространства, охваченный обзором 6dF, примерно такой же, как и у обзора 2dF.

Первоначально в задачи проекта входило измерение красного смещения 150 тысяч галактик и пекулярной скорости 15 тысяч из них. Пекулярная скорость галактики может быть определена по разнице между её полной скоростью, измеренной по красному смещению, и скоростью хаббловского убегания галактики (обусловленного расширением Вселенной), вычисленной с помощью расстояния до неё на основе закона Хаббла^[6]. Для использования этого метода нужно найти расстояние до галактики независимым способом. Расстояние находилось для галактик раннего типа (эллиптических и линзовидных) с помощью фундаментальной плоскости, т. е. статистической зависимости между эффективным радиусом галактики, её средней поверхностной яркостью и дисперсией скоростей внутренних движений её компонентов^{[15][16][17][10]}.

Одной из особенностей обзора галактик 6dF по сравнению с другими похожими обзорами (такими, как 2dF и SDSS) является отбор источников по их блеску в ближнем инфракрасном (ИК) диапазоне длин волн, а не в видимом. Объектом исследований в рамках обзора была выборка галактик из расширенного каталога 2MASS (англ. 2MASS Extended Source Catalog, XSC) с блеском, превышающим 12,65^m в фотометрической полосе K (ближний ИК-диапазон). Данная, основная, выборка (т  н. К-выборка) была дополнена вторичными виборками, включающими галактики из каталога 2MASS ярче 12,95^m и 13,75^m соответственно в фотометрических полосах H и J (находящихся в ближнем инфракрасном диапазоне спектра), а также галактики из каталога SuperCOSMOS ярче 15,60^m и 16,75^m в фотометрических полосах R_F и B_J (относящихся соответственно к красной и синей областям видимого диапазона длин волн)^[8]. Отбор галактик по их блеску в ближнем ИК-диапазоне вместо видимого даёт обзору 6dF несколько преимуществ по сравнению с более крупными обзорами, охватывавшими бо́льшее число галактик (2dF и SDSS):^[6][7]

• в ближнем инфракрасном диапазоне спектра излучения галактик доминирует излучение их старых звёздных населений, масса которых составляет основную часть полной звёздной массы галактики. Поэтому звёздная величина галактики в ближнем ИК-диапазоне является хорошим индикатором суммарной массы её звёзд. В видимой же области спектра доминирует излучение более молодых и более голубых звёзд и, следовательно, блеск галактики в данном диапазоне в большей степени характеризует интенсивность звездообразования в ней нежели её звёздную массу;

• в совокупности галактик, отобранной таким образом, наибольшую долю составляют эллиптические и линзовидные галактики, для которых можно определить расстояния и, следовательно, пекулярные скорости с помощью фундаментальной плоскости;

• чем больше длина волны излучения, тем меньше оно поглощается межзвёздной пылью (расположенной как в нашей, так и в наблюдаемой галактике). Для наблюдаемых галактик это означает, что общая светимость в ближнем ИК-диапазоне не зависит от ориентации галактики и, следовательно, является надёжной мерой её массы. Кроме того, это означает возможность наблюдать галактики, находящиеся ближе к плоскости Млечного Пути, чем это было бы возможно при отборе по блеску в видимом диапазоне длин волн.

Другим преимуществом обзора 6dF по сравнению с обзорами 2dF и SDSS является широкое поле зрения телескопа, что позволило охватить гораздо бо́льшую часть небесной сферы за разумные сроки^[6].

В цели обзора галактик 6dF входило, в частности:^[6][7]

• составление каталога красных смещений галактик;

• исследование крупномасштабного распределения галактик в ближней Вселенной, составление его трёхмерной карты и вычисление углового спектра мощности;

• изучение зависимости характеристик галактик (полной звёздной массы, возраста и металличности звёздного населения и др.) от красного смещения и их местной концентрации для достижения более глубокого понимания процессов формирования и эволюции галактик, истории звездообразования в них;

• выявление статистических взаимосвязей между характеристиками галактик (в частности, зависимости функции светимости галактик от их окружения, местной концентрации и морфологического типа);

• анализ зависимости гравитационного скучивания галактик от их звёздной массы (позволяющий, в том числе, исследовать связь истории звездообразования в галактиках и крупномасштабного распределения тёмной материи во Вселенной);

• составление карты поля пекулярных скоростей близких (с красными смещениями ${\displaystyle z<0,\!05}$) эллиптических и линзовидных галактик, изучение крупномасштабных движений вещества во Вселенной и др. Пекулярные скорости галактик являются важным инструментом исследования крупномасштабного распределения гравитирующей материи, который не полагается на данные о распределении только видимого светящегося вещества.

В результате обзора было получено 136 304 спектра, на основе которых были впервые измерены красные смещения 110 256 объектов^[14] и составлен новый каталог 125 071 галактик. Кроме того, были измерены пекулярные скорости 8885 галактик^[9][8][10]. База данных финальных результатов обзора опубликована на сайте Отдела широкоугольной астрономии (WFAU) Института астрономии Эдинбургского университета^[18].

По данным о красных смещениях построены карты крупномасштабного распределения галактик в ближней Вселенной (с красными смещениями ${\displaystyle z\leq 0,\!1}$^[8], что соответствует расстояниям примерно до 1,5 млрд световых лет). На этих картах (рис. 3) хорошо видна «сетчатая» крупномасштабная структура Вселенной, содержащая сверхскопления галактик, филаменты, великие стены и пусто́ты между ними. В частности, было подтверждено существование таких ранее известных структур, как сверхскопления Шепли, Скульптора, Кентавра и Павлина — Индейца, комплекс сверхскоплений Рыб — Кита, стены Скульптора и Печи и др.^[8]

По результатам обзора была построена корреляционная функция распределения галактик и обнаружен сигнал барионных акустических осцилляций на масштабе ${\displaystyle 105\,h^{-1}}$ Мпк (рис. 4). Это в очередной раз (после аналогичных открытий по результатам обзоров 2dF и SDSS) подтвердило справедливость теоретических представлений о процессах, происходящих в ранней Вселенной (распространение в первичной плазме упругих волн плотности, вызванных первичными возмущениями, и остановка этих волн после эпохи рекомбинации). Сравнение наблюдаемой формы корреляционной функции с теоретически рассчитанными при различных значениях космологических параметров позволило наложить ограничения на эти параметры. Наилучшее соответствие между теоретическими расчётами и наблюдательными данными достигается при ${\displaystyle \Omega _{m}h^{2}=0,\!135\pm 0,\!020}$, где ${\displaystyle \Omega _{m}}$ — космологический параметр плотности нерелятивистской материи (включающей в себя барионное вещество и холодную тёмную материю), ${\displaystyle h}$ – современное значение параметра Хаббла, выраженное в единицах 100 км/(с ∙ Мпк). Данные обзора позволили также определить по отдельности значение постоянной Хаббла, ${\displaystyle H_{0}=67\pm 3,\!2}$ км/(с ⋅ Мпк), и параметра плотности нерелятивистской материи: ${\displaystyle \Omega _{m}=0,\!296\pm 0,\!028}$^[11].

Объединение данных обзора галактик 6dF с данными других проектов помогает уменьшить неопределённость значений космологических параметров. Совместный анализ результатов обзоров 6dF и SDSS^[19], а также данных по анизотропии реликтового излучения, полученных космической обсерваторией WMAP, приводит к следующим значениям космологических параметров: ${\displaystyle H_{0}=68,\!7\pm 2,\!8}$ км/(с ⋅ Мпк); ${\displaystyle \Omega _{m}=0,\!293\pm 0,\!027}$; параметр плотности тёмной энергии: ${\displaystyle \Omega _{\Lambda }=0,\!707\pm 0,\!027}$; параметр уравнения состояния тёмной энергии (коэффициент пропорциональности между давлением и плотностью энергии): ${\displaystyle w=-0,\!97\pm 0,\!13}$^[11].

В 2003—2013 годах возможности прибора 6dF по осуществлению многообъектной спектроскопии также использовались для проведения спектроскопических измерений лучевых скоростей и металличности около полумиллиона звёзд нашей Галактики (англ. Radial Velocity Experiment, RAVE). В рамках этого международного проекта получено около 500 тысяч высококачественных спектров (с разрешением ${\displaystyle R\sim 7500}$), точность определения скорости составляет 1—2 км/с^{[1][20][3][12]}.