Обзор красных смещений галактик 2dF

Обзор проводился с помощью прибора 2dF (англ. Two Degree Field), установленного в главном фокусе 3,9-метрового Англо-австралийского телескопа и имеющего одномоментное поле зрения диаметром 2° (отсюда и произошло название прибора и обзора). Этот прибор работал совместно с двумя многоволоконными спектрографами, каждый из которых оснащён 400 оптическими волокнами (двумя массивами по 200 волокон в каждом), позволяющими измерять одновременно 400 спектров^{[1][2][5][6][7][3]}. Наблюдения проводились в интервале длин волн 110—440 нм^[8].

Для наблюдений были выбраны два больших участка небесной сферы в окрестностях северного и южного галактических полюсов (чтобы наблюдениям не мешала межзвёздная среда, сосредоточенная в основном в диске Галактики). Оба участка представляли собой широкие полосы, параллельные небесному экватору и имеющие угловые размеры вдоль прямого восхождения и склонения соответственно 75° × 7,5° в северном галактическом полушарии неба и 75° × 15° в южном полушарии^[7]. Первый участок содержал 70 тысяч галактик, второй — 140 тысяч галактик. Также были обследованы 100 небольших областей диаметром 2° вблизи южного участка (рис. 2), содержащие ещё около 40 тысяч галактик^[4]. Впоследствии указанные полосы наблюдений были расширены (до размеров 75° × 10° в северном полушарии и 80° × 15° в южном полушарии) и выборка галактик была увеличена с 250 тысяч до почти 390 тысяч^[6][3]. Суммарная площадь небесной сферы, охваченная наблюдениями, составила около 2000 квадратных градусов^[4][6][11].

Предельная видимая звёздная величина обзора составляла 19,5^[4][2], максимальное красное смещение ${\displaystyle z_{max}\approx 0,\!3}$ (при среднем красном смещении ${\displaystyle {\overline {z}}=0,\!11}$)^[4][6]. Наибольшее красное смещение, наблюдаемое обзором, соответствует расстоянию 835 h^–1 Мпк (если принять модель ΛCDM)^[9], где h — значение постоянной Хаббла, в единицах 100 км/(с · Мпк). Объём Вселенной, охваченный обзором, составляет приблизительно 1,2 ⋅10⁸ h^–3 Мпк^3[6]. Согласно современным данным, h = 0,674^[12][13]; следовательно, максимальное расстояние обзора — примерно 1,2 Гпк (4 млрд световых лет), а объём — около 4 ⋅10⁸ Мпк³.

Первые спектры галактик в рамках обзора 2dF были получены в середине 1996 года, а систематические наблюдения начались в сентябре 1997 года и завершились в апреле 2002 года. Всего для обзора потребовалось 272 ночи наблюдений на протяжении 5 лет^[3]. Финальный релиз данных каталога состоялся 30 июня 2003 года.

В рамках обзора 2dFGRS наблюдениями было охвачено всего 382 323 астрономических объекта. Для 245 591 объекта получены спектрометрические данные, среди них 232 155 галактик (221 414 со спектрами хорошего качества), 125 квазаров (с красными смещениями больше 0,5) и 12 311 звёзд^[14].

В результате были измерены красные смещения более 221 тысячи галактик, вычислены расстояния до них и определены их светимости. Это дало возможность исследовать различные статистические характеристики галактик, в частности, найти функции светимости галактик различных морфологических и спектральных типов^[2][4][15]. Были определены соотношения между светимостью и поверхностной яркостью галактик, позволяющие установить наблюдательные ограничения на модели формирования галактик^[11]. Также была построена трёхмерная карта крупномасштабного распределения более 221 414 тысячи галактик, охватывающая около 5% небесной сферы и диапазон красных смещений до ${\displaystyle z\approx 0,\!2}$^[3][7]. На карте хорошо видна «сетчатая» крупномасштабная структура Вселенной, содержащая сверхскопления галактик, филаменты, великие стены и пусто́ты между ними (рис. 3).

По данным обзора был измерен космологический параметр плотности нерелятивистской материи (которая включает в барионное вещество, холодную тёмную материю и гипотетические массивные нейтрино): ${\displaystyle \Omega _{m}h=0,\!20\pm 0,\!03}$^[5]. Кроме того, был построен спектр мощности крупномасштабного распределения вещества и впервые обнаружены барионные акустические осцилляции^[5]. По амплитуде осцилляций можно измерить долю барионного вещества ${\displaystyle \Omega _{b}}$ в общей плотности нерелятивистской материи: ${\displaystyle \Omega _{b}/\Omega _{m}=0,\!15\pm 0,\!07}$^[5]. Если принять приближённое значение ${\displaystyle h=0,\!7}$, то получится: ${\displaystyle \Omega _{m}=0,\!29\pm 0,\!07;\;}$ ${\displaystyle \Omega _{b}\approx 0,\!044\pm 0,\!021}$^[3]. Также установлены ограничения на вклад массивных нейтрино в общую плотность тёмной материи, из которого следует предел на сумму масс трёх типов нейтрино на уровне 1,8 эВ^[3].

Все эти результаты согласуются с данными других экспериментов, в частности, наблюдений анизотропии реликтового излучения с помощью интерферометра DASI, баллонного телескопа BOOMERanG и космической обсерватории WMAP, а также с оценками, полученными путём сравнения наблюдаемой распространённости лёгких химических элементов во Вселенной с расчётами на основе теории первичного нуклеосинтеза^[5]. В целом, результаты наблюдений 2dF подтверждают стандартную космологическую модель, описывающую плоскую Вселенную (пространство которой обладает нулевой кривизной) с параметром плотности вещества ${\displaystyle \Omega _{m}\approx 0,\!3}$ и ненулевой космологической постоянной, параметр плотности которой равен ${\displaystyle \Omega _{\Lambda }\approx 0,\!7}$^[15][7][3].

С помощью прибора 2dF был также выполнен обзор красных смещений квазизвёздных объектов (англ. 2dF QSO Redshift Survey, 2QZ), по результатам которого в 2003 году опубликован каталог 22 653 квазаров с хорошо измеренными спектрами в интервале красных смещений ${\displaystyle z=0,\!3-3}$. С помощью этой выборки были изучены статистические характеристики крупномасштабного распределения квазаров (построены спектры мощности распределения) и установлены новые наблюдательные ограничения на космологические параметры: ${\displaystyle \Omega _{m}h=0,\!19\pm 0,\!05;\;}$ ${\displaystyle \Omega _{b}/\Omega _{m}=0,\!18\pm 0,\!10}$^[9].

Помимо своих основных задач прибор 2dF был использован для некоторых исследований в области звёздной астрономии, среди которых:

• измерение лучевых скоростей нескольких тысяч звёзд главной последовательности спектральных классов F и G на расстояниях 3—7 кпк от Солнца в нашей Галактике;
• спектроскопические исследования больших выборок тусклых звёзд в шаровых звёздных скоплениях для изучения эволюции химического состава звёзд;
• спектроскопия углеродных звёзд в Магеллановых Облаках, изучение движения звёзд в Большом Магеллановом Облаке, построение диаграммы Герцшпрунга — Рассела для Малого Магелланова Облака и др.^[8]