Астрофотография в каждый дом

Думаю у любого человека, интересующегося космосом — возникала идея купить телескоп, чтобы лично все посмотреть.

Однако суровая реальность вечно портит всю малину: в пределах города – все небо засвечено уличным освещением и турбулентность воздуха высокая. Это означает, что либо придется ограничится самыми крупными и яркими объектами (вроде Луны и Юпитера), либо возить телескоп далеко за город.

Возможное решение проблемы — удаленно-управляемые телескопы большого размера и расположенные в горах. Конечно, возможность видеть все своими глазами это не заменит — но астрофотографии полученные таким образом будет трудно превзойти. Именно на этом способе я и хочу остановиться в этой статье.

Пример того, что получилось: галактика Андромеда, M31 на телескопе Т20


Когда у меня возникло желание купить телескоп — я решил вспомнить золотое правило: перед покупкой дорогой игрушки – всегда полезно её арендовать, быть может интерес удастся удовлетворить ценой намного меньшего гемора и затрат. Я поискал платные сервисы удаленного доступа к телескопам – и нашел iTelescope.net. Есть и бесплатные – но там очень большие очереди, а нам ведь подавай все здесь и сейчас :–)

У iTelescope – 19 телескопов с удаленным доступом, установленные на площадках в Австралии, Испании и США. Все они расположены вдали от городов, в горах. Самый маленький телескоп, куда пускают вообще бесплатно (T3) – диаметром 150мм, с учетом его расположения уже превосходит все, что можно увидеть в городских условиях. Более крутые телескопы – имеют диаметр зеркала до 70 сантиметров с огромными охлаждаемыми цифровыми матрицами и кучей светофильтров (ИК, RGB, узкополосные для исследований).

Цена вопроса – с бесплатным аккаунтом нам дают 40 «очков» и доступ к самому простому телескопу, и за 5$ (я платил картой mastercard yandex.денег) — еще +30 очков и доступ к «большим» телескопам. Время работы на самом большом доступном телескопе стоит 99 очков в час – считается только время экспонирования. Т.е. если вы снимаете галактику, и делаете 3 снимка по 10 минут (R+G+B) – то с вас спишут 50 очков. Снимки планет и других ярких объектов с короткой выдержкой – обойдутся в результате в 1 очко на любом телескопе (меньше 1 потратить нельзя). Таким образом за эти 5$ можно сделать пару хороших снимков галактик/туманностей из глубокого космоса и/или кучку фотографий планет. Покупка дополнительных очков обойдется гораздо дороже – порядка 1$ за 1 очко. Но начальных 70 для удовлетворения интереса вполне может хватить.

Особенности работы с «большими» телескопами:

На большинстве телескопов стоит огромная (по площади) охлаждаемая черно-белая матрица, и колесо со светофильтрами. Это позволяет использовать необычные фильтры (например узкополосные) или снимать черно-белое изображение чтобы собрать больше света. Потому цветные снимки приходится делать в несколько экспозиций. Можно делать 1 экспозицию яркости по-больше (Luminosity), и 3 по-меньше для цвета (RGB/RVB).

Нужно также обратить внимание на тип матрицы (указано в описании телескопа) — есть ABG (Anti-blooming gate) и NABG (not ABG). На NABG матрицах при длинных экспозициях яркие звезды будут увеличиваться в площади (в вертикальные линии), но они могут быть более полезными в научных целях (т.к. они более линейные). Также NABG матрицы имеют несколько бОльшую чувствительность. На мой взгляд, если мы преследуем эстетические цели и нужно максимальное качество картинки — лучше использовать телескопы с ABG матрицей.

Телескопы весьма неторопливы — на поворот и фокусировку может уйди до 5 минут на 1 снимок, так что снять МКС может быть затруднительно :-)

Подробнее о том, как работать с телескопами:

После логина на сайте вы попадете в панель управления:


Там видно свободные и занятые телескопы. Кликнув на надпись «available» рядом с нужным телескопом – можно залогиниться в конкретный телескоп. Далее жмем на Run Image Series, в Target Name пишем название объекта который будем фотографировать (например Jupiter, m33, m31 и т.д.) и жмем Get Coordinates. Если объект в базе найдется – сразу будут координаты. В базе нет луны – чтобы её сфотографировать, понадобится знать её точные координаты на момент съемки. Узнать их можно в Stellarium (там нужные координаты в левом верхнем углу “RA/DE"). При желании можно посмотреть и текущий скриншот управляющего компьютера.



Затем идет список снимков, которые нужно сделать и их настройки:

Фильтры:

Если достаточно черно–белого снимка – лучше снимать Luminosity или Clear – тогда будет использован максимум света. В противном случае – делать 3-4 снимка RGB или LRGB. Duration – время съемки в секундах. Для объектов глубокого космоса (галактик, туманностей и проч) – чем больше, тем лучше. Оптимальные результаты – 300–600 секунд.

Применение узкополосных фильтров требуют увеличения экспозиции в 10-15 раз.

Планеты – требуют очень коротких выдержек, в 0.1–0.01 секунды + можно использовать узкополосные фильтры (Ha, Sii, Oiii). С экономической точки зрения использовать маленькие телескопы (150–200мм) с большими выдержками невыгодно – проще протиснуться на большой телескоп (500мм) и за меньшее время сделать более яркую фотографию. Последнее – все эти телескопы в целом заточены под сбор максимального количества света, а не высокую угловую разрешающую способность. Нужно при сравнении телескопов обращать внимание на параметр «Resolution» — сколько угловых секунд в каждом пикселе, какой угловой размер кадра (FOV) – помещается ли туда то, что мы хотим сфотографировать, или наоборот, не слишком ли маленький получится объект.

При выборе объекта для съемки – смотрите на звездную величину. Если это галактика 15–й звездной величины – то даже самому крутому наземному телескопу придется тяжко. Я бы рекомендовал начать со каталога Мессье, выбирая там объекты 7–й звездной величины и ярче.

Если нужный телескоп на данный момент занят – там же в интерфейсе можно создать план съемки, и запланировать съемку в автоматическом режиме (не позднее, чем за 4 часа до назначенного времени).

Обработка фотографий

Результаты съемки – складываются на FTP (data.itelescope.net). По умолчанию фотографии сохраняются в формате FIT, с 16-и битной глубиной яркости. FIT — содержит не только само изображение, но и подробную информацию о параметрах съемки. Сохраняются 2 версии — напрямую данные с матрицы и Calibrated версия. Calibrated — уже прошла основные шаги обработки (вычитание темного кадра, коррекция разной чувствительности ячеек), обычно проще использовать её.

Далее изображения нужно будет конвертировать из формата FIT в TIFF с помощью программы FITS Liberator:


Затем — можно сразу в фотошоп, или склеить отдельные RGB кадры в единую цветную картинку (для этого нужен CCDStack или DeepSkyStacker). Ссылки на эти и другие полезные программы тут.

Совместить несколько снимков в CCDStack можно так: Открываем все картинки, Stack–>Register, двигаем настройки пока все кадры не совпадут. Потом Color–>Create, указываем в какая картинка является каким цветом — и готово :–)

При обработке яркости фотографий туманностей и галактик кривыми в редакторе — рекомендую попробовать что-то вроде графика справа (по каждому каналу отдельно).

Заключение и несколько получившихся снимков:

Надеюсь этот затянувшийся пост либо позволит вам удовлетворить ваш космо–интерес малой кровью, или понять, что вам действительно нужен свой телескоп :–)

Предлагаю делится своими лучшими получившимися астрофотографиями в комментариях, по возможности выкладывать архивы с оригинальными файлами — на случай если у кого-то удастся обработать лучше.

Галактика Треугольника, М33. 4 снимка LGB+Ha, 5+3+3+15 минут на T7.


Луна (0.1 сек с фильтром Ha на Т16 – 150мм):


Юпитер Телескоп Т7 – 430мм. Видны также спутники Юпитера и даже тень от Ио на планете.


Кстати, касательно других планет — я посмотрел графики расстояний до планет с целью получения наилучших фотографий, и кратчайшее расстояние от земли до планет получаются в следующее время:

Mars: closest 1st of April 2014. Особенно это важно для Марса — сейчас там ничего не разглядеть, разница расстояний в ~4 раза.
Jupiter: 1st of January 2014
Saturn: 1st of July 2014 — Сейчас он в стороне солнца — и ночью его не застать.
Uranus: Now
Neptune: 1st of August 2014
Pluto: 1st of June/July 2014 (Разница расстояний — 5%, слишком уж он далеко)

по материалам https://habrahabr.ru/post/200640/

Весной 2000г. мне довелось приобрести телескоп ТАЛ-3 новосибирского производства. К сожалению, этот 200-мм инструмент системы Максутова-Кассегрена в серию не пошел и доставшийся мне экземпляр был одним из опытных образцов, изготовленных на НПЗ несколько лет назад при разработке прибора. Поэтому рассказ об этом телескопе и о предпринятых мной доработках его конструкции вряд ли сможет служить "руководством к действию" для других любителей астрономии. Надеюсь, все же, что эти заметки помогут при разработке и модернизации других любительских телескопов, имеющих схожие элементы конструкции.

Рисунок 1

ОПТИКА

Телескоп выполнен по схеме Максутова-Кассегрена, D=200мм, F/D=8. Диаметры компонентов: мениск - 210мм, главное зеркало - 214мм, вторичное зеркало - 66мм. Радиусы кривизны мениска R1=-258,2; R2=-275,4; толщина d1=29,66; стекло К8. Расстояние от мениска до зеркала d2=355,2; радиус кривизны главного зеркала R3=-1000; расстояние между зеркалами d3=-354,2. Радиус кривизны вторичного зеркала R4=-452,9; расстояние от вторичного зеркала до фокуса 525,5 (вынос фокуса за вершину главного зеркала 171,3мм).

Каких-либо дефектов изготовления оптики я не заметил, качество изображения вроде бы соответствует расчетному (насколько это можно заметить в полевых условиях). Но расчетные параметры выбраны "на пределе": при таком F/D и короткой трубе выбранная оптическая система уже не обеспечивает достаточно полной компенсации аберраций. Кроме того, при F/D=8 неизбежно большое центральное экранирование блендой на вторичном зеркале. Все это приводит, при визуальных наблюдениях, к повышенной яркости дифракционных колец, а для планет - к снижению контраста изображения.

Впрочем, мне были заранее известны эти недостатки ТАЛ-3, как визуального телескопа. Зато для фотографии в главном фокусе большая светосила - преимущество, а качество изображения по всему полю 24х36мм вполне приличное.

Еще один потенциальный недостаток - зеркала выполнены из стекла с большим коэффициентом теплового расширения (К8). Однако, для фотографического применения, это не так уж важно - в сумерках снимать бессмысленно, к тому же около 2-х часов после захода солнца все равно уходит на подготовительные работы (сборка, точная подстройка положения полярной оси), а за это время телескоп успевает остыть.

ТРУБА

Труба телескопа - литой алюминиевый цилиндр с толстыми (5мм) стенками. Отсюда - большой вес (в сборе с оптикой почти 20кг), зато можно крепить дополнительное оборудование (гид, например) прямо к трубе, не думая о деформациях. Оправы стальные, их конструкция, на мой взгляд, достаточно продуманная, обеспечивающая работу без люфта и пережатия в широком температурном диапазоне (на мелких ошибках, вроде забытых при сборке технологических прокладок, я здесь останавливаться не буду). Главное зеркало закреплено аналогично мениску - за край с разгрузкой на три точки, его толщина позволяет это сделать. Вторичное зеркало вклеено герметиком в стальную оправу, частично утопленную в отверстии мениска, предусмотрена его юстировка.

При всей неоптимальности конструкции трубы с точки зрения экономии массы, я не стал вносить в нее серьезных изменений, благо жесткость монтировки (см. ниже) вполне соответствует весу трубы. Был существенно переделан только фокусировочный узел, который оказался чрезмерно сложным, но неудобным в работе. Было решено для визуальных наблюдений сделать отдельное фокусировочное устройство, а штатный резьбовой механизм предельно упростить и использовать его только для фотографии. В результате удаления "лишних" деталей удалось, кстати, на 15мм сократить расстояние между главным зеркалом и задней стенкой трубы, увеличив тем самым вынос фокуса за габариты трубы.

Рисунок 2

На рис.2 показан доработанный окулярный узел. Выдвижная трубка 1, вращаясь, перемещается по резьбе внутри детали, выполняющей также роль бленды в отверстии главного зеркала (в первоначальном варианте вращалась, наоборот, бленда, приводившаяся в движение зубчатой передачей). Поскольку переходная трубка крепления фотоаппарата 2 может быть закреплена на выдвижной трубке 1 под любым углом с помощью накидной гайки 3, вращение выдвижной трубки не вызывает неудобств, ведь фокусировка все равно выполняется специальным "стаканом" с ножом Фуко (он виден на рис.1) при снятом фотоаппарате. Разрезное кольцо с зажимным винтом 4 позволяет жестко фиксировать выдвижную трубку после фокусировки. Эта простая конструкция не только исключает любые смещения фотоаппарата во время экспозиции, но дает возможность, один раз за ночь сфокусировавшись с помощью ножа Фуко, в дальнейшем вносить поправки в фокусировку при изменении температуры, не снимая фотоаппарата, ориентируясь по шкале 5.

Для визуальных наблюдений используется дополнительное фокусировочное устройство 6, установленное на корпусе диагонального зеркала 7 (вот где пригодились сэкономленные 15мм выноса фокуса!). Примененная в нем четырехзаходная резьба выдвигает окуляр на 6мм за каждый оборот вокруг оси (полный ход "визуальной" фокусировки - 14мм). Такая конструкция позволяет быстро переходить от фотографических наблюдений к визуальным и обратно, не нарушая точной фотографической фокусировки.

Еще одна доработка, которую пришлось сделать сразу - установка бленды-отсекателя паразитной засветки на вторичном зеркале (имевшийся на оправе вторичного зеркала небольшой буртик не выполнял свою роль даже для центра поля). Размер бленды был выбран исходя из полного подавления засветки по всему полю зрения, но с учетом некоторого виньетирования по краям поля. В результате получилось центральное экранирование около 40% диаметра - неизбежная плата за светосилу фотографического инструмента. Материалом для бленды послужила пластиковая бутылка, из конического участка которой легко вырезать кольцо с подходящими размерами. После окраски черной матовой краской бленда была приклеена к оправе вторичного зеркала.

Ну, и конечно, пришлось сделать для телескопа бленду-противоросник (почему-то производители почти всегда "забывают" об этом совершенно необходимом дополнении инструмента с закрытой трубой). Противоросник склеен из нескольких слоев плотной бумаги и покрашен изнутри в черный цвет. Тот вариант, что показан на фотографии (рис.1) на практике оказался коротковат, и длина бленды впоследствии была увеличена почти вдвое.

МОНТИРОВКА

Монтировка ТАЛ-3 - немецкого типа, с червячным приводом полярной оси и с винтом тонких движений на оси склонений. Положение полярной оси регулируется с помощью пары винтов по азимуту и червячного сектора по высоте, а сама ось сделана полой для возможной установки в ней полярного искателя. Корпуса осей и другие корпусные элементы отлиты из алюминиевого сплава, а сами оси - стальные, также как и "ласточкин хвост" для крепления телескопа. Конструкция имеет очень неплохую жесткость и может нести инструмент весом килограмм до 25, а возможно, и больше.

Полярная ось вращается в подшипниках качения, привод осуществляется с помощью бронзовой червячной шестерни диаметром 144мм (144 зуба, модуль 1), шестерня связана с осью фрикционно, усилие регулируется с помощью двух зажимных винтов. При полностью отпущенных винтах вместо них действует пружина, позволяющая плавно вращать телескоп рукой с небольшим усилием, что удобно при визуальном поиске объекта. Червячный винт полярного привода приводится в движение промежуточным редуктором в виде еще одной маленькой червячной пары (передаточное отношение 1:30), а та, в свою очередь, шаговым двигателем ДШИ-200-1-1.

Первоначально шаговый двигатель создавал шум и заметную на ощупь вибрацию, но этот недостаток я легко устранил, закрепив двигатель через прокладки из толстой резины.

Если подсчитать передаточное отношение редуктора, получается, что один шаг двигателя соответствует примерно 1,5", что, на первый взгляд, много. Однако фактически двигатель работает в режиме полушагов (полушаг - 0,75"), а оставшиеся толчки поглощаются резиновой подвеской, поэтому неплавность движения на практике незаметна при любых увеличениях.

Еще одна проделанная мной доработка - подпружиненный прижим червяка к червячной шестерне. По утверждению авторов многих публикаций, это позволяет заметно уменьшить периодическую ошибку привода. В большинстве случаев я пользуюсь автогидом, и для меня борьба с периодической ошибкой не очень актуальна. Однако есть и другие аргументы в пользу подпружиненного червяка, прежде всего, устранение люфта, и одновременно, опасности заклинивания передачи, в том числе и при изменении температуры в широких пределах. Интересно, что во многих случаях для создания подпружиненного прижима вовсе не обязательно применять какие-либо сложные шарниры, вполне достаточно гибкости элементов конструкции, намеренно ослабленных в определенном сечении.

Рисунок 3 В часовом механизме ТАЛ-3 (рис.3) червячный винт 1 вместе с промежуточным редуктором 2 и двигателем 3 (последний находится снизу и на снимке почти не виден) смонтированы в отдельный узел, крепившийся к дну корпуса четырьмя винтами. Доработка свелась к тому, что были оставлены лишь два крепежных винта 4, 5, расположенные на линии, параллельной оси червяка, и рядом с ними были сделаны два пропила 6, 7 (на рис.3 видно только одно место крепления, второе закрыто шестерней). Этого оказалось достаточно, чтобы при приложении небольшого усилия выбирался люфт (до 0,1 мм) между червяком и шестерней. Для создания прижимного усилия была установлена пружина 8. Одна из странностей первоначального варианта монтировки - отсутствие рукоятки тонкого движения по прямому восхождению. Эту проблему я решил путем доработки электронной схемы управления (см. ниже), благо шаговый двигатель в состоянии развивать достаточные для плавного наведения скорости. В механическую часть был добавлен лишь насаженный на ось червяка барабан 9 (рис.3) со шкалой, видимой через окошко в крышке корпуса, облегчающий определение относительных расстояний на небесной сфере. На оси склонений ТАЛ-3 использованы бронзовые подшипники скольжения, что, несмотря на высокое качество их изготовления, создает определенные неудобства (трудно плавно повернуть телескоп рукой на небольшой угол по склонению). Механизм тонкого движения по склонению - винт с возвратной пружиной - аналогичен применяемому на телескопах "Мицар" и "Альтаир". Сначала у меня вызывала сомнения возможность проведения коррекций по склонению с точностью, достаточной для фотосъемки в главном фокусе, ведь по расчету получалось, что для коррекции, скажем, на 4", нужно повернуть рукой винт тонкого движения всего на полградуса. Как ни удивительно, это оказалось возможно, поэтому модернизацию механизма оси склонений, как и установку на ней шариковых подшипников, я отложил на более поздний срок. Механизм настройки положения полярной оси оказался вполне работоспособен (хотя шаг винта регулировки высоты неплохо было бы сделать поменьше). Доработки здесь были связаны с креплением монтировки к стационарной колонне. Преимущество такой колонны перед переносной, во-первых, в том, что ее можно сделать гораздо жестче (штатная колонна ТАЛ-3, несмотря на видимую внушительность, является основным источником вибраций всей конструкции), а во-вторых, в заметном упрощении точной установки полярной оси после снятия и повторного монтажа монтировки на колонну. Был изготовлен узел сопряжения в виде двух металлических дисков, один из которых жестко привинчен к колонне, а другой снимается вместе с экваториальной головкой, но может поворачиваться относительно последней на небольшой угол при настройке азимута полярной оси. После настройки положение головки на верхнем диске фиксируется болтами, а при последующем демонтаже развинчиваются уже другие болты, скрепляющие диски между собой. Точное совмещение дисков при повторной сборке обеспечивается соответствующим рельефом на их сопрягаемых поверхностях. Жесткости установленной ранее стационарной колонны в виде вбитой в землю стальной трубы оказалось недостаточно для тяжелого ТАЛ-3. Поэтому трубу пришлось обложить кирпичом на цементном растворе (кроме верхнего участка длиной 300мм), что обеспечило вполне комфортные условия наблюдений.

ЭЛЕКТРОНИКА

Штатная электроника ТАЛ-3 не устраивала меня по двум причинам. Во-первых, она не использовала всех возможностей шагового двигателя, в принципе позволяющего получить удобный набор скоростей для гидирования и наведения (самым неприятным было отсутствие реверса, особенно с учетом того, что у монтировки нет механической рукоятки тонкого движения по прямому восхождению). Во-вторых, потребляемый схемой ток от низковольтного источника (более 2А от 12В) оказался слишком велик даже для автомобильного аккумулятора (а это для меня основной вариант электропитания). Поэтому электрическая схема была полностью переделана, благо, современная элементная база позволила сделать ее достаточно простой и компактной.

Несколько слов о принципах управления шаговыми двигателями. Обычно на обмотки двигателя подается четырехфазная последовательность поочередно следующих импульсов, в этом случае число шагов за один оборот ротора соответствует номинальному (200 шагов на оборот для ДШИ-200). Часто используется режим полушагов, когда очередной импульс подается на следующую обмотку еще до того, как обесточена предыдущая. При этом ротор останавливается в промежуточном положении, а число шагов на оборот удваивается (чтобы сделать вращение еще более плавным, иногда применяют также режим микрошагов, на котором мы здесь останавливаться не будем).

Развиваемый двигателем вращательный момент быстро падает по мере роста скорости вращения, в том числе и потому, что на обмотках при этом вырабатывается ЭДС, которая вычитается из подаваемого на двигатель напряжения, и ток обмоток снижается. Поскольку тип двигателя и напряжение его питания выбираются разработчиками исходя из обеспечения нужного вращательного момента на максимальной скорости, при работе на малых скоростях потребляемый ток и развиваемый момент оказываются чрезмерными (это особенно актуально для таких мощных двигателей, как ДШИ-200, тем более, работающих в режиме полушагов, когда обмотки периодически включаются попарно-параллельно).

Выровнять зависимость потребления от скорости можно, если запитать обмотки не от источника напряжения, а от стабилизатора тока, тогда амплитуда подаваемых на обмотки импульсов будет сама меняться в зависимости от скорости, компенсируя возникающую при вращении ЭДС и поддерживая достаточный момент. Если же стабилизатор тока построить по схеме импульсного понижающего преобразователя напряжения, потребляемый схемой на малых скоростях ток еще более упадет, и станет значительно меньше тока обмоток. Именно такой вариант реализован в схеме, показанной на рис.4.

Рисунок 4

Обмотки двигателя коммутируются ключами на составных транзисторах VT2-VT5, которые управляются импульсами с выходов микроконтроллера DD1, формирующего четырехфазную последовательность заданной частоты. Импульсный стабилизатор (с силовой цепью VT1, VD1, L1, C7) поддерживает постоянный суммарный ток обмоток около 600мА, контролируя падение напряжения на токоизмерительном резисторе R10 с помощью компаратора DA2. Дроссель L1 индуктивностью 500мкГн содержит 64 витка на сердечнике КВ5 из феррита 1500НМ3 с зазором 0,2мм. Стабилизатор работает на довольно высокой частоте (порядка 100кГц), поэтому вся схема получилась очень компактной, уместившись на плате размером 80х35мм. От 12-вольтового источника схема потребляет на малых скоростях (при гидировании) около 150мА, а на максимальной скорости (1400 полушагов в сек.) ее потребление возрастает до 600мА (штатная схема ТАЛ-3 потребляла те же 600мА на большой скорости, но зато на малой - более 2А!).

Микроконтроллер PIC16C73 со встроенным АЦП был выбран только для того, чтобы обеспечить прямое подключение сделанного ранее автогида (к входу "AG"), иначе можно было бы обойтись более простой микросхемой. Переключатель S5 позволяет включить либо управление скоростью гидирования от автогида (положение "Гид"), либо кварцованную "звездную" скорость суточного вращения ("Сут."), либо полностью остановить двигатель ("Стоп"). В последнем случае все его обмотки обесточиваются, и схема практически ничего не потребляет. Переключатель S5 определяет режим работы, только если не нажаты кнопки ручного управления.

Ручное управление скоростью осуществляется с помощью четырех микропереключателей S1-S4, конструктивно смонтированных попарно ("F", "F+" и  "B", "B+"). На поверхности пульта только две кнопки, каждая из которых, в зависимости от усилия нажатия, заставляет замыкаться один или оба механически связанных с нею переключателей соответствующей пары. При несильном нажатии замыкаются только контакты "F" или  "B", что вызывает изменение скорости относительно суточной на +50% или -50% соответственно (режим гидирования). Если нажать посильнее, кнопка "проваливается" глубже, замыкается второй контакт ("F+" или  "B+"), включается режим наведения, и двигатель начинает плавно разгоняться (при замыкании "B+" еще и реверсируется направление вращения). При достижении желаемой скорости нужно просто ослабить нажим, тогда набранная скорость будет оставаться постоянной, а если полностью отпустить кнопку, скорость начнет так же плавно снижаться, и вскоре двигатель вернется в режим гидирования. Диапазон регулировки скорости в режиме наведения 4х - 70х от суточной, причем на разгон до максимальной скорости уходит около 2,5 секунд.

Такой способ управления позволяет предельно сократить количество кнопок на пульте, отыскивать которые в темноте на ощупь не всегда удобно. Плавный разгон и торможение в любом случае желательны (особенно при большом диапазоне скоростей), это предотвращает толчки и колебания монтировки.

Исходные тексты управляющей программы микроконтроллера, а также готовый HEX-файл для его прошивки желающие могут найти здесь.

УСТАНОВКА ГИДА

Возможность использования имевшегося у меня автогида для съемки в главном фокусе ТАЛ-3 поначалу вызывала сомнения, ведь диаметр объектива гида всего 50мм, а его параметры изначально выбирались для работы совместно с 60-мм "школьным" рефрактором. Вообще говоря, наиболее рациональным решением для сравнительно крупных длиннофокусных телескопов является внеосевой гид, позволяющий избежать целого ряда трудностей (всевозможные прогибы и температурные деформации элементов конструкции). Вовсе не отказываясь от установки "внеосевика" в будущем, поначалу я решил попробовать воспользоваться имеющейся техникой, для чего прямо на стенке трубы ТАЛ-3 установил фланец, подходящий для крепления моего автогида.

Первые пробы показали, что гидирование с нужной точностью вполне возможно, но ручные коррекции по склонению при 45-кратном увеличении даются уже ценой значительного напряжения зрения. Поэтому, путем простого изменения расстояний между компонентами окулярной части, увеличение гида было повышено до 70 крат. В таком виде вся система и работает у меня уже более года. Отмечу, впрочем, что гидирование телескопа с фокусом 1,6м находится, по видимому, на пределе возможностей такого гида, в результате чего некоторая часть кадров все же уходит в брак.

Несмотря на некоторую "сырость" конструкции (что простительно для опытного образца), ТАЛ-3, на мой взгляд, представляет собой хорошую базу для дальнейшего совершенствования. В моих планах - установка моторизованного привода по обеим осям, системы компьютеризованного наведения ("GOTO"), использование ПЗС-матриц для гидирования и съемки и многое другое. Время покажет, какие из этих планов будут реализованы, а какие останутся благими пожеланиями. Надеюсь, все же, что эта статья будет первой, но не последней публикацией, посвященной модернизации ТАЛ-3.

Космические надсмотрщики средней весовой категории.

Изучение черных дыр среднего размера, массой чуть меньше миллиона солнечных масс, возможно, даст ключ к пониманию того, как образовались их более крупные собратья и галактики. Уже десять лет как астрономы выяснили, что в центре почти всех крупных галактик расположены огромные черные дыры — космические объекты с таким сильным гравитационным полем, что даже свет не в силах из них вырваться. Находясь в финальной стадии своей эволюции, звезды могут превращаться в небольшие черные дыры с массой, превышающей массу нашего Солнца в 3-100 раз, но такие черные дыры с массой, сравнимой с массой звезд, — просто лилипуты по сравнению с чудовищными великанами, расположенными в центрах галактик, масса которых измеряется миллионами и миллиардами Солнц.

Изучение сверхмассивных черных дыр представляет собой сложную головоломку. Почему они так широко распространены в галактиках? Что возникло сначала — галактика или черная дыра? И прежде всего: как они образовались?

Еще более загадочно то, что черные дыры появились уже тогда, когда Вселенная была еще очень молода. Так, в июне прошлого года астрономы сообщили, что самый ранний экземпляр из обнаруженных до сих пор, черная дыра массой примерно 2 млрд солнечных масс, существовала еще 13 млрд лет назад, спустя всего каких-то 770 млн лет после Большого взрыва. Как черным дырам удалось набрать подобную массу так быстро?

Столь большая скорость роста ставит в тупик, ведь хотя черные дыры имеют репутацию мощнейших «пылесосов», они могут вести себя как огромные пневмомашины для очистки канав от листьев. Газ, устремляющийся к черной дыре, в конце концов закручивается вокруг нее в виде гигантского так называемого аккреционного диска. Вещество нагревается и начинает излучать, особенно когда оно приближается к точке невозврата у внутренней кромки диска. Это излучение отталкивает падающее на черную дыру вещество, уменьшая тем самым скорость ее роста. Физики вычислили, что масса черной дыры, «засасывающей» окружающее ее вещество непрерывно и с максимально возможной скоростью, будет удваиваться каждые 50 млн лет. Такая скорость слишком мала для того, чтобы «зародышевая» черная дыра звездной массы смогла вырасти в чудовище размером с миллиард Солнц за время менее миллиарда лет.

Астрофизики предложили два возможных сценария образования черных дыр. Первый, обсуждаемый уже в течение многих лет, предполагает, что на первом этапе гигантские черные дыры действительно были остатками звезд. Самые первые звезды, образовавшиеся во Вселенной, вероятно, были необычайно массивными по сравнению с появившимися позже, такими как наше Солнце. Это связано с тем, что в первичных газовых облаках не было тяжелых элементов, которые способствовали бы охлаждению газа и образованию небольших сгустков. Такие огромные звезды должны были быстро выгореть и превратиться в черные дыры с массой примерно в 100 раз большей, чему нашего Солнца. Но тогда какие-то процессы должны были вызвать ускоренный рост таких объектов— быстрее, чем при обычной аккреции. Например, если бы большая черная дыра образовалась в плотном звездном кластере, она должна была бы в конце концов оказаться вблизи его центра вместе с другими массивными звездами и черными дырами. В этом случае она имела бы шанс быстро вырасти до размера в 10 тыс. солнечных масс, поглощая другие черные дыры, и таким образом превысить предел нормальной скорости роста.

Дальнейший рост до масштаба сверхмассивной мог бы продолжиться за счет обычной аккреции, при этом, конечно, отнюдь не исключается и возможность поглощения ею других достаточно больших черных дыр.

Когда астрономы выяснили, что большие сверхмассивные черные дыры появились очень давно, они заинтересовались, может ли сколлапсированная массивная звезда достаточно быстро нарастить такую массу, даже пройдя в начале жизни стадию сверхбыстрого роста. Начались поиски альтернативных путей образования зародышевых черных дыр и механизмов, формирующих более массивные черные дыры, чем те, которые могли образоваться в результате смертельной агонии звезд.

Ученые предложили модели образования более крупных зародышей черных дыр, не требующие наличия звезд-посредников. Так, достаточно большое газовое облако могло бы непосредственно сжаться до состояния черной дыры масштабнее тех, что рождаются в результате смерти звезды. Формируя зародыши массой от 10 тыс. до 100 тыс. Солнц, этот процесс несколько уменьшает время образования сверхмассивных черных дыр на ранних этапах. Такой непосредственный коллапс сегодня во Вселенной уже не происходит, но когда Вселенная была молодой, условия были совершенно иными.

К сожалению, пока не ясно, какой из этих двух сценариев реализовался в действительности — образовались ли небольшие зародышевые черные дыры в результате смерти звезд, или же они появились на свет уже большими как продукт имплозии газового облака. Хотя астрономы могут заглядывать далеко назад во времени, всматриваясь в удаленные уголки космоса с помощью телескопов, пока нельзя даже надеяться зафиксировать акт формирования зародышевых черных дыр. Даже самые большие зародыши слишком малы, чтобы их можно было бы увидеть на таком расстоянии. (Космический телескоп им. Джеймса Уэбба мог бы их обнаружить, но он будет запущен не ранее 2018 г., да и то если выживет в политических баталиях вокруг финансирования его постройки.) Поэтому мои коллеги и я выбрали другую стратегию: искать зародышевые черные дыры, по той или иной причине не ставшие сверхмассивными, но сохранившиеся до настоящего времени в своих изначальных размерах.

Если зародыши образовались в результате эволюции звезд, то можно ожидать найти их достаточно много как в центре, так и на периферии галактик, потому что звезды, из которых они образовались, могли умереть в любой точке галактики. Следовало также ожидать обнаружения непрерывного диапазона масс черных дыр от 100 до 100 тыс. масс Солнца, поскольку рост черной дыры мог прерваться из-за отсутствия «пищи» на любой стадии ее превращения в сверхмассивную. И наоборот, если бы зародышевые черные дыры образовывались главным образом путем непосредственного коллапса газового облака, то такие «недоразвитые» черные дыры были бы очень редки. Процесс непосредственного коллапса, если бы он и происходил, случался бы гораздо реже, нежели смерть обычной звезды. И вместо широкого диапазона масс мы бы обнаружили, что большинство недоразвитых черных дыр будут «тяжелее», чем 100 тыс. Солнц (теоретические модели говорят, что это скорее всего и есть типичная масса зародыша, образовавшегося путем прямого коллапса).

Поэтому я, как и другие астрономы, исследовала небо в поисках нового типа черных дыр, массой больше, чем звездная, но и не сверхмассивных, а где-то посередине — так называемых черных дыр промежуточной массы или «средней весовой категории». Мы стремились посмотреть, чему больше соответствует диапазон их размеров и распространенность, — модели звездного коллапса или коллапса газового облака. Когда примерно десять лет назад мы начали эту работу, она не выглядела многообещающей. Астрономы знали лишь одну черную дыру средней весовой категории и считали ее исключением из общего правила. С тех пор, однако, мы нашли их сотни.

Что считать средней весовой категорией? В данной статье под этим термином я буду подразумевать черную дыру с массой ориентировочно между 1 тыс. и 2 млн масс Солнца. Верхний предел до некоторой степени произволен, но это позволяет исключить самые малые сверхмассивные черные дыры, такие хорошо известные, как черная дыра в 4 млн солнечных масс, расположившаяся в центре нашей Галактики. В любом случае в силу самой своей природы эти границы расплывчаты. На практике первые измерения масс таких объектов часто дают очень неопределенные результаты — так, массы черных дыр — «середнячков», полученные в первой серии наших измерений, как оказалось, были завышены вдвое. Это было обнаружено после того, как мы усовершенствовали технику наших измерений. Точные границы диапазона не играют особой роли до тех пор, пока мы изучаем все семейство черных дыр по нисходящей, начиная с диапазона легких сверхмассивных. Но даже то, что нам удалось выяснить до сих пор, позволило по-новому взглянуть на взаимодействие черных дыр и галактик, в которых они расположены.

Неуловимые середнячки

Черные дыры могут проявить себя множеством способов. Например, звезды, сгрудившиеся на орбитах вокруг самого центра галактики, — явный признак затаившейся в ней сверхмассивной черной дыры. Однако объекты«середнячки» слишком малы, чтобы с помощью гравитации выдать свое присутствие подобным образом. Поэтому мы фокусируем свое внимание на «активных» черных дырах — тех, которые «пожирают» материю, — поскольку падающее на них горячее вещество излучает свет колоссальной яркости.

За несколько десятилетий наблюдений астрономы обнаружили, что активные черные дыры, как правило, обитают в галактиках вполне определенного типа. Галактики, особенно массивные, бывают двух основных типов. Некоторые, такие как наша, представляют собой большой вращающийся звездный диск. Такие дисковые галактики, если посмотреть на них сбоку, похожи на неглубокие тарелки. Другие, так называемые эллиптические галактики, в большинстве своем выглядят как шары из звезд. В центре некоторых дисковых галактик расположены эллиптические галактики, которые называются выпуклостями или звездными балджами. Активные черные дыры чаще всего находят в больших эллиптических галактиках и в дисковых галактиках с большими балджами. Почти каждый балдж, расположенный достаточно близко, чтобы можно было исследовать его детали, оказывается пристанищем для черной дыры массой от нескольких миллионов до нескольких миллиардов солнечных масс. Более того, чем больше балдж, тем больше черная дыра: масса черной дыры обычно составляет одну тысячную массы балджа. Такая поразительная корреляция — что само по себе загадка — дает основания полагать, что галактики и сверхмассивные черные дыры эволюционировали совместно, путем, который астрофизики пока еще не выяснили. Проще говоря, эта модель подсказывает, где искать черные дыры-«середнячки»: в самых маленьких галактиках. Но в каких именно?

Идею подсказала одна небольшая загадочная галактика. Руководитель моей диссертационной работы, Луис Хо (Luis С. Но) из Обсерваторий института Карнеги в Пасадене, еще в 1995 г., работая над диссертацией, изучил более 500 ближайших ярких галактик. Он обнаружил, что большинство галактик с большими балджами содержат активные черные дыры, а галактики без балджей — нет, за единственным интересным исключением. Галактика NGC 4395 — это дисковая галактика с активной черной дырой, у которой совсем нет балджа. Научный руководитель самого Хо отметил эту странность еще в 1989 г., но большинство ученых сошлись на том, что это скорее аномалия. Обзор Хо подтвердил общее правило: черные дыры не обнаруживаются в галактиках без балджей, за исключением NGC 4395.

Точная оценка массы черной дыры NGC 4395 — задача, потребовавшая значительных усилий. Большинство астрономических методов непосредственного измерения предполагают измерение параметров орбитального движения. Например, скорость планеты и размер орбиты, по которой она вращается вокруг своего солнца, позволяют нам вычислить массу солнца. Аналогично, зная параметры орбиты звезд в галактике, можно оценить массу черной дыры, но только в том случае, если она достаточно велика, чтобы эффекты ее гравитации были различимы в астрономических наблюдениях движения звезд. Объект NGC 4395 слишком мал.

В таких случаях астрономы пользуются косвенными методами. Например, мощность рентгеновского излучения, исходящего от черной дыры, изменяется во времени, и чем больше излучающий объект, тем медленнее скорость таких изменений. В 2003 г. Дэвид Ши (David С. Shin) с коллегами, работавший в то время в Кембриджском университете, обнаружил, что мощность рентгеновского излучения, приходящего от NGC 4395, изменяется достаточно быстро, и поэтому черная дыра должна быть относительно небольшой — вероятнее всего, от 10 тыс. до 100 тыс. солнечных масс. В том же 2003 г. Хо другим методом получил оценку ее массы, лежащую в этом же диапазоне.

Измерение ее массы другим методом было проведено в 2005 г. Врэдли Питерсоном (Bradley M. Peterson) с коллегами из Университета штата Огайо. Они воспользовались космическим телескопом «Хаббл» и методом, получившим название «эхокартирование» (Соответствующий русскоязычный термин еще не устоялся. Иногда его переводят как «реверберационное картографирование». — Прим. пер.), в основе которого лежит измерение орбитального движения газовых облаков вокруг черной дыры, аналогично тому, как для вычисления массы Солнца измеряют параметры орбитального движения планет. Измерение времени светового эха от облаков позволяет вычислить диаметр орбит. Питерсон с коллегами обнаружили, что черная дыра имеет массу в 360 тыс. солнечных масс. Но даже такой метод дает большую неопределенность в массе: ошибка может быть в три раза — из-за исходных допущений, которые используются при расчетах.

Оказывается, галактика без балджа NGC 4395 «приютила» как раз такую черную дыру промежуточной массы, которую мы и искали. Из всех 500 галактик, которые изучал Хо, она оказалась единственной без балджа и с явным свидетельством присутствия активной черной дыры. Вторая была обнаружена в 2002 г. Аарон Барт (Aaron J. Barth), в то время работавший в Калифорнийском технологическом институте, воспользовался телескопом «Кек II» на Гавайях, чтобы получить спектр необычной малоизученной галактики РОХ 52. Как nNGC 4395, эта галактика демонстрировала ряд признаков существования активной черной дыры, хотя и не была в списке основных подозреваемых обладателей сверхмассивной черной дыры (это редкий тип галактики, известный как сфероидальная галактика, которая отличается и от дисковых с балджем, и от эллиптических галактик).

Барт послал только что полученный спектр галактики РОХ 52 Хо, который, лишь взглянув на него, сразу же спросил Барта: «Где ты нашел такой замечательный спектр NGC 4395?» Спектры двух разных космических объектов выглядели настолько одинаково, что Хо не смог их различить. (Именно характерные признаки в спектре указывают на присутствие черной дыры.)

Поскольку РОХ 52 находится на расстоянии 300 млн световых лет (в 20 раз дальше, чем NGC 4395), оценки массы ее черной дыры астрономы выполнили еще более хитроумными методами. Тем не менее большое количество данных свидетельствует, что эта галактика «укрыла» черную дыру массой примерно в 100 тыс. Солнц. Черные дыры «средней весовой категории» в галактиках без балджей теперь образуют класс из двух объектов.

Конечно, чтобы решить более сложную проблему, как сформировались зародыши сверхмассивных черных дыр, требуется большее количество таких «середняков». Иначе трудно ответить на множество элементарных вопросов. Насколько типичны черные дыры промежуточной массы? Всякая ли галактика без балджа содержит такой объект, или в большинстве из них они все же отсутствуют? Есть ли такие черные дыры промежуточной массы где-либо еще? И ожидает ли нас в будущем находка образцов еще меньших, чем эти две? Только ответив на них, мы, возможно, сумеем понять, как сформировались зародыши и какую роль они играли в ранней Вселенной.

Охота на черные дыры

К сожалению, стандартные астрономические методы плохо приспособлены к поиску черных дыр промежуточной массы. Чем большими размерами обладает такой объект, тем больше он может «заглотить» и тем ярче светиться. Небольшие черные дыры более тусклы, и поэтому их трудно обнаружить. Но дело осложняется еще вот чем. Эллиптические галактики, в которых имеют обыкновение находиться большие черные дыры, ведут себя необычайно хорошо. В таких галактиках не очень много газа и не образуются новые звезды, а значит, мы имеем ясный и ничем не затуманенный вид на центр галактики. Наоборот, в галактиках с преобладанием дисковой структуры (таких, в которых, по нашему подозрению, возможно, обычно и скрываются черные дыры промежуточной массы) часто рождаются звезды, и свет этих молодых звезд, а также связанные с ними газ и пыль могут спрятать активную черную дыру.

Чтобы преодолеть подобного рода препятствия, в 2004 г. Хо и я обратились к бесценной библиотеке данных, предназначенной для поиска иголок в космическом стоге сена, — к Слоуновскому цифровому обзору неба (Sloan Digital Sky Survey, SDSS). С 2000 г. телескоп в штате Нью-Мексико, используемый в этом проекте, отснял изображения более чем четверти небесной сферы и запечатлел спектры миллионов отдельных звезд и галактик.

Мы изучили 200 тыс. спектров галактик и обнаружили 19 новых кандидатов, похожих на NGC 4395, — небольших галактик, содержащих активные черные дыры с массами, по нашей оценке, менее 1 млн солнечных масс. Аналогичные исследования в течение последних нескольких лет, в которых были использованы более свежие данные Слоуновского обзора, позволили расширить круг «подозреваемых» до примерно трех десятков черных дыр с массами менее миллиона солнечных и более 100 с массами, чуть превышающими этот порог.

Метод, использованный для оценки масс, — косвенный. Слоуновские спектры показывают нам величину скорости горячего газа, обращающегося вокруг черной дыры. Но это лишь часть информации, необходимой для расчета непосредственно массы этого объекта (вторая половина — диаметр орбиты). Тем не менее астрономы из наблюдений активных черных дыр с массой в диапазоне от миллиона до миллиарда солнечных масс знают, как скорость газа обычно соотносится с массой черной дыры (чем меньше масса, тем медленнее движется газ). Экстраполяция на черные дыры меньшей массы дает нам возможность отыскать наших маленьких приятелей в данных SDSS.

Эти поиски подтвердили наши догадки, основанные на исследовании объектов NGC 4395 и РОХ 52: существует более обширная популяция черных дыр промежуточной массы. Ожидаемым результатом было бы нахождение этих объектов в галактиках без балджей. Тем не менее такие черные дыры, по-видимому, все-таки очень редки. Лишь одна из каждых 2 тыс. галактик достаточно ярких, чтобы попасть в Слоуновский обзор, демонстрирует свидетельства присутствия активной черной дыры промежуточной массы.

Однако исследования в рамках программы SDSS, возможно, позволяют фиксировать далеко не все черные дыры. Исследования проводятся исключительно в оптическом диапазоне (диапазон длин волн, который видит наш глаз), и не исключено, что пылевые облака надежно укрывают множество черных дыр от нашего взгляда. Чтобы обойти это препятствие, астрономы исследуют излучение галактик в диапазонах таких длин волн, которые могут почти беспрепятственно пройти через пыль — рентгеновское излучение, радиоволны и инфракрасное излучение средневолновой области. Шобита Сатьяпал (Shobita Satyapal) из Университета Джорджа Мейсона и ее сотрудники использовали средневолновое инфракрасное излучение в поисках признаков скрытых активных черных дыр в галактиках без балджей. Экстремальное ультрафиолетовое излучение, исходящее от вещества, устремляющегося к черной дыре, вызывает ионизацию молекул в газовом облаке, порождая необычные химические соединения, такие как возбужденные состояния высокоионизированных атомов неона. Излучение этих ионов оставляет характерные «отпечатки пальцев» в спектрах средневолнового инфракрасного излучения. Такого рода поиски удаются в относительно небольшом числе галактик — группа Сатьяпал обнаружила всего несколько новых активных черных дыр — «середнячков». Астрономы нашли признаки черной дыры промежуточной массы или сверхмассивной черной дыры, исследуя галактики в рентгеновском и радиодиапазонах, и дополнительные наблюдения для подтверждения этих кандидатов сегодня продолжаются.

Эти результаты говорят, что ведя поиск лишь в оптическом диапазоне, мы можем упустить множество галактик без балджей, которые скрывают свои черные дыры — «середнячки» пылевыми облаками, но все же не так уж и много, чтобы такие черные дыры промежуточной массы стали обычным явлением. Вердикт еще не вынесен, но, вероятно, лишь от 5 до 25% галактик без балджей дали прибежище черным дырам промежуточной массы, достаточно большим, чтобы их можно было бы обнаружить.

Растущие галактики и черные дыры

Наблюдения черных дыр промежуточной массы в галактиках, не имеющих балджей, могут пролить свет на связь между более крупными черными дырами и большими балджами. Как я уже отмечала, сверхмассивные черные дыры в массивных галактиках с балджами обычно имеют массу примерно в одну тысячную массы балджа. Рост сверхмассивных черных дыр, очевидно, тесно связан с ростом окружающего его балджа. Если связь между черными дырами и галактиками во время формирования балджа и существует, то корреляции между свойствами галактик, не имеющих балджей, и находящимися в них черными дырами — «середнячками» быть не должно.

Наиболее правдоподобная теория, объясняющая корреляцию, наблюдающуюся в галактиках с балджами, утверждает следующее: эллиптические галактики и большие балджи образуются, когда сливаются две дисковые галактики. Во время слияния гравитационные силы расшатывают их, и звезды движутся уже не в плоскости диска, а по орбитам, расположенным случайным образом внутри шара (форма в виде эллипса или выпуклости). Газовые облака во время слияния соударяются и в форме воронки устремляются к центру балджа, запуская основной механизм формирования звезды, который увеличивает суммарную массу звезд в балдже. Одновременно черные дыры каждой из галактик сливаются и засасывают часть газа, находящегося в центре галактики. Так за счет подобного рода крупномасштабных процессов, идущих при слиянии галактик, могут происходить совместный рост и эволюция крупных балджей и сверхмассивных черных дыр. К моменту, когда масса черной дыры достигнет тысячной массы балджа, на первый план выходят явления, выталкивающие газ из центра галактики и прекращающие ее бурный рост.

Черным дырам промежуточной массы в галактиках без балджей, вроде NGC 4395, так и не пришлось испытать радость подобного галактического пиршества. Вместо этого они остались недоразвитыми зародышами, которые немного подросли, лишь случайно «лакомясь» газом в центре галактики: закуска, которая не связана непосредственно с событиями, сформировавшими эволюционные процессы в галактике. В некоторых галактиках, не имеющих балджей, возможно, черные дыры так и не смогли подрасти. Такая ситуация сложилась в чисто дисковой галактике МЗЗ (по физическим характеристикам во многом схожей с NGC 4395), которая, очевидно, не содержит черной дыры более массивной, чем 1,5 тыс. Солнц. Число доказательств в пользу картины, связывающей рост черной дыры с формированием балджа, увеличивается, но множество деталей еще требуют проработки, и дело пока закрыто не полностью.

Что касается вопроса, как образуются черные дыры-зародыши, то редкость черных дыр промежуточной массы свидетельствует в пользу теории непосредственного коллапса газовых облаков в ранней Вселенной. Если бы зародыши возникли в результате звездного коллапса, то следовало бы ожидать, что почти в центре каждой из этих галактик расположена черная дыра массой по крайней мере в 10 тыс. Солнц. Но преимущественное количество небольших галактик, у которых балдж отсутствует, по-видимому, не имеют такой черной дыры в своем центре.

В пользу сценария непосредственного коллапса свидетельствуют и другие факты. В частности, слабая корреляция масс черных дыр — «середнячков» с массами галактик, в которых они расположены, хорошо укладывается в его предсказания. А сотворить черную дыру массой в миллиард Солнц намного легче, если сами зародыши уже достаточно массивны.

Конечно, по мере поступления новых данных, выводы, сделанные в настоящее время, вероятно, претерпят изменения. Например, если бы астрономы вглядывались в галактики слегка более тусклые, чем те, спектры которых изучались в Слоуновском обзоре, то доля галактик с черными дырами промежуточной массы, возможно, и выросла бы. Или, наоборот, упала. Возможно и то, что в некоторых галактиках черные дыры — «середнячки» расположены не в центрах. Поиск черных дыр промежуточной массы сегодня продолжается по многим фронтам. Детально это описано на сайте Scientific American.

Пока же много критических вопросов относительно черных дыр промежуточной массы остаются открытыми. Действительно ли такие черные дыры чаще встречаются в небольших галактиках специального типа? (Подобная связь могла бы стать основанием для гипотезы, что имеют место другие способы взаимодействия черных дыр и содержащих их галактик даже на стадиях, предшествующих слиянию, в результате которого образовались балджи и сверхмассивные черные дыры). Действительно ли в большинстве галактик, в которых нет балджей, нет и черных дыр промежуточного размера, или же черные дыры там все же есть, но им слегка недостает массы, чтобы мы могли их обнаружить? Это действительно так, если их масса составляет примерно 1тыс. солнечных масс. (Такие черные дыры, несомненно, выросли из остатков умерших звезд, а не сформировались путем непосредственного коллапса.) Или же все без исключения галактики, не имеющие балджей, содержат массивные, от 10 тыс. до 100 тыс. солнечных масс, черные дыры, но большинство из них не имеют возможности питаться и поэтому не проявляют себя ни рентгеновским излучением, ни светом? (Это заставило бы отказаться от вывода, что черные дыры — «середнячки» редки.) в зависимости от того, какие ответы на эти вопросы будут получены, астрофизические теории формирования галактик и зародышей черных дыр могут продвинуться в совершенно разных направлениях.

Перевод: А.П. Кузнецов

ОБ АВТОРЕ

Дженни Грин (Jenny E.Greene) была пионером в изучении черных дыр небольшой массы, расположенных в центрах галактик, что стало частью ее диссертации в Гарвардском университете. Сейчас она доцент астрономии в Принстонском университете и исследует общие вопросы эволюции галактик. Она также преподает алгебру заключенным в тюрьмах штата Нью-Джерси.

ДОПОЛНИТЕЛЬНАЯ ЛИТЕРАТУРА

• A Low-Mass Central Black Hole In the Bulgeless Seyfert 1 Galaxy NGC 4395. Alexel V. Flllppenko and Luis С. Но in Astrophysical Journal, Vol. 588, No. 1, pages L13-L16; May 1, 2003.
• Active Galactic Nuclei with Candidate Intermediate-Mass Black Holes. Jenny E. Greene and Luis С. Но in Astrophysical Journal, Vol. 610. No. 2, pages 722-736; August 1, 2004.
• Nuclear Activity in Nearby Galaxies. Luis С. Но in Annual Review of Astronomy and Astrophysics, Vol. 46, pages 475-539; September 2008. http://arxiv.org/abs/0803.2268
• Formation of Supermassive Black Holes. Marta Volonteri in Astronomy and Astrophysics Review, Vol. 18, No. 3, pages 279-315; July 2010. http://arxiv.org/abs/1003.4404
• Supermassive Black Holes Do Not Correlate with Galaxy Disks or Pseudobulges. John Kormendy, R. Bender and M. E. Cornell in Nature, Vol. 469, pages 374-376; January 20, 2011.
• Big Black Hole Found in Tiny Galaxy. Jenny E. Greene in Nature, Vol. 470, pages 45-46; February 3, 2011.

подготовлено http://modcos.com/articles.php?id=197

    Галактики наблюдали с незапамятных времен. Человек с острым зрением может различить на ночном небосводе светлые пятна, похожие на капли молока. В X веке персидский астроном Абд-аль-Раман аль-Суфи упомянул в своей «Книге о неподвижных звездах» два подобных пятна, известных теперь как Большое Магелланово облако и галактика М31, она же Андромеда. С появлением телескопов астрономы наблюдали все больше таких объектов, получивших название туманностей. Если английский астроном Эдмунд Галлей в 1716 году перечислил всего шесть туманностей, то каталог, опубликованный в 1784 году астрономом французского военно-морского флота Шарлем Мессье, содержал уже 110 - и среди них четыре десятка настоящих галактик (в том числе и М31). В 1802 году Уильям Гершель опубликовал перечень из 2500 туманностей, а его сын Джон в 1864 году издал каталог, где было более 5000 туманностей.

ГАЛАКТИКА NGC 3190

    Природа этих объектов долгое время ускользала от понимания. В середине XVIII века некоторые проницательные умы увидели в них звездные системы, подобные Млечному Пути, однако телескопы в то время не предоставляли возможности проверить эту гипотезу. Столетием позже восторжествовало мнение, что каждая туманность - это газовое облако, подсвеченное изнутри молодой звездой. Позже астрономы убедились, что некоторые туманности, в том числе и Андромеда, содержат множество звезд, однако еще долго не было ясно, расположены они в нашей Галактике или за ее пределами. И лишь в 1923-1924 годах Эдвин Хаббл определил, что расстояние от Земли до Андромеды как минимум троекратно превосходит диаметр Млечного Пути (на самом деле примерно в 20 раз) и что МЗЗ, другая туманность из каталога Мессье, удалена от нас на никак не меньшую дистанцию. Эти результаты положили начало новой научной дисциплине - галактической астрономии.

    Вселенная заполнена галактиками разного размера и разных масс. Их количество известно весьма приблизительно. Семь лет назад орбитальный телескоп «Хаббл» за три с половиной месяца обнаружил около 10 000 галактик, сканируя в южном созвездии Печи участок небосвода, в сто раз меньший, нежели площадь лунного диска. Если предположить, что галактики распределяются по небесной сфере с такой же плотностью, получится, что в наблюдаемом космосе их 200 млрд. Однако эта оценка сильно занижена, поскольку телескоп не смог заметить великое множество очень тусклых галактик.

Наша ближайшая соседка, галактика Андромеда (М31) - один из излюбленных небесных объектов для любительских астрономических наблюдений и фотосъемки. И не только любительской - на иллюстрации представлен комбинированный мультиспектральный вид М31, сделанный космическим телескопом Spitzer и аппаратом NASA Galaxy Evolution Explorer (GALEX). УФ-глаза GALEX открывают огненную натуру Андромеды - горячие области, наполненные молодыми (показаны синим) и старыми (зеленые точки и яркая желтая область в центре галактики) звездами. Чувствительный ИК-телескоп Spitzer видит другую, холодную сторону - области формирования звезд (показано красным), скрытые от посторонних глаз облаками пыли и газа. Фиолетовым показаны области, где горячие массивные звезды сосуществуют с холодными, окруженными пылевыми облаками.

ПОДГЛЯДЫВАЯ ЗА СОСЕДКОЙ

    Среди галактик есть и карлики, и гиганты. В авторитетном оксфордском справочнике Companion to Cosmology 2008 года издания написано, что самые мелкие галактики содержат миллионы звезд, а самые крупные - триллионы.
    Эта информация уже успела устареть. Как рассказал профессор Техасского университета в Остине Джон Корменди, в последние годы было открыто семейство минигалактик всего лишь с сотнями звезд: «Это так называемые ультракомпактные карлики, линейные размеры которых лежат в пределах 20 парсек. Несмотря на малое количество звезд, масса таких галактик составляет миллионы и десятки миллионов солнечных масс. Скорее всего, в этом в основном повинна темная материя, хотя некоторые ученые полагают, что немалый вклад принадлежит черным дырам и нейтронным звездам. Как бы то ни было, старое определение галактики как крупного автономного звездного скопления больше не работает». На верхней границе галактического спектра находятся сверхгиганты диаметром порядка мегапарсека, у которых численность звездного населения достигает сотни триллионов.

    Галактики различаются и морфологией (то есть формой). В целом их подразделяют на три основных класса - дисковидные, эллиптические и неправильные (иррегулярные). Это общая классификация, есть гораздо более детальные.
    Дисковидная галактика - это звездный блин, вращающийся вокруг оси, проходящей через его геометрический центр. Обычно по обе стороны центральной зоны блина имеется овальное вздутие - балдж (от англ. bulge). Балдж тоже вращается, однако с меньшей угловой скоростью, нежели диск. В плоскости диска нередко наблюдаются спиральные ветви, изобилующие сравнительно молодыми яркими светилами. Однако есть галактические диски и без спиральной структуры, где таких звезд много меньше.
    Центральную зону дисковидной галактики может рассекать звездная перемычка - бар. Пространство внутри диска заполнено газопылевой средой - исходным материалом для новых звезд и планетных систем. Галактика имеет два диска: звездный и газовый. Они окружены галактическим гало - сферическим облаком разреженного горячего газа и темной материи, которая и вносит основной вклад в полную массу галактики. Гало вмещает также отдельные старые звезды и шаровые звездные скопления (глобулярные кластеры) возрастом до 13 млрд лет. В центре едва ли не любой дисковидной галактики, как с балджем, так и без балджа, расположена сверхмассивная черная дыра. Самые крупные галактики этого типа содержат по 500 млрд звезд.

В 1926 году знаменитый американский астроном Эдвин Пауэлл Хаббл предложил (а в 1936 году модернизировал свою) классификацию галактик по их морфологии. Из-за характерной формы эту классификацию называют еще «Камертоном Хаббла». На «ножке» камертона находятся эллиптические галактики, на зубцах вилки - линзовидные галактики без рукавов и спиральные галактики без бара-перемычки и с баром. Галактики, которые не могут быть классифицированы как один из перечисленных классов, называются неправильными.

КАМЕРТОН ЗДВИНА ХАББЛА

    Эллиптическая галактика, как и следует из ее названия, имеет форму эллипсоида. Она не вращается как целое и потому не обладает осевой симметрией. Ее звезды, которые в основном имеют сравнительно небольшую массу и солидный возраст, обращаются вокруг галактического центра в разных плоскостях и иногда не по отдельности, а сильно вытянутыми цепочками. Новые светила в эллиптических галактиках загораются редко в связи с дефицитом исходного сырья - молекулярного водорода.
    Как самые крупные, так и самые мелкие галактики относятся к эллиптическому типу. Общая доля его представителей в галактическом населении Вселенной всего около 20%. Эти галактики (возможно, за исключением самых мелких и тусклых) также скрывают в своих центральных зонах сверхмассивные черные дыры. Эллиптические галактики имеют и гало, но не столь четкие, как у дисковидных.

Подобно людям, галактики объединяются в группы. Наша Местная группа включает две самые крупные галактики в окрестностях размером порядка 3 мегапарсек - Млечный Путь и Андромеду (М31), галактику Треугольника, а также их спутники - Большое и Малое Магеллановы облака, карликовые галактики в Большом Псе, Пегасе, Киле, Секстанте, Фениксе и еще множество других - всего числом около полусотни. Местная группа, в свою очередь, является членом местного сверхскопления Девы.

МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК

    Все прочие галактики считаются иррегулярными. Они содержат много пыли и газа и активно порождают молодые звезды. На умеренных расстояниях от Млечного Пути таких галактик немного, всего-то 3%. Однако среди объектов с большим красным смещением, чей свет был испущен не позже, чем через 3 млрд лет после Большого взрыва, их доля резко возрастает. Судя по всему, все звездные системы первого поколения были невелики и обладали неправильными очертаниями, а крупные дисковидные и эллиптические галактики возникли гораздо позже.

    Галактики появились на свет вскоре после звезд. Считается, что первые светила вспыхнули никак не позднее, чем спустя 150 млн лет после Большого взрыва.
    В январе 2011 года команда астрономов, обрабатывавших информацию с космического телескопа «Хаббл», сообщила о вероятном наблюдении галактики, чей свет ушел в космос через 480 млн лет после Большого взрыва. В апреле еще одна исследовательская группа обнаружила галактику, которая, по всей вероятности, уже вполне сформировалась, когда юной Вселенной было около 200 млн лет.
    Условия для рождения звезд и галактик возникли задолго до его начала. Когда Вселенная прошла возрастную отметку в 400 000 лет, плазма в космическом пространстве заменилась смесью из нейтрального гелия и водорода. Этот газ был еще чересчур горяч, чтобы стянуться в молекулярные облака, дающие начало звездам. Однако он соседствовал с частицами темной материи, изначально распределенными в пространстве не вполне равномерно - где чуть плотнее, где разреженнее. Они не взаимодействовали с барионным газом и потому под действием взаимного притяжения свободно стягивались в зоны повышенной плотности. Согласно модельным вычислениям, уже через сотню миллионов лет после Большого взрыва в космосе образовались облака темной материи величиной с нынешнюю Солнечную систему. Они объединялись в более крупные структуры, невзирая на расширение пространства. Так возникли скопления облаков темной материи, а потом и скопления этих скоплений. Они втягивали в себя космический газ, предоставляя ему возможность сгущаться и коллапсировать. Таким путем появились первые сверхмассивные звезды, которые быстро взрывались сверхновыми и оставляли после себя черные дыры. Эти взрывы обогащали космическое пространство элементами тяжелее гелия, которые способствовали охлаждению коллапсирующих газовых облаков и потому делали возможным появление менее массивных звезд второго поколения. Такие звезды уже могли существовать миллиарды лет и потому были в состоянии формировать (опять-таки с помощью темной материи) гравитационно связанные системы. Так возникли долгоживущие галактики, в том числе и наша.
    «Многие детали галактогенеза еще скрыты в тумане, - говорит Джон Корменди. - В частности, это относится к роли черных дыр. Их массы варьируют от десятков тысяч масс Солнца до абсолютного на сегодняшний день рекорда в 6,6 млрд солнечных масс, принадлежащего черной дыре из ядра эллиптической галактики М87, расположенной в 53,5 млн световых лет от Солнца. Дыры в центрах эллиптических галактик, как правило, окружены балджами, составленными из старых звезд. Спиральные галактики могут вовсе не иметь балджей или же обладать их плоскими подобиями, псевдобалджами. Масса черной дыры обычно на три порядка меньше массы балджа - естественно, если оный наличествует. Эта закономерность подтверждается наблюдениями, охватывающими дыры массой от миллиона до миллиарда солнечных масс».

Используя инфракрасные снимки космического телескопа Spitzer, астрономы составляют карту Млечного Пути. Он состоит из двух самых крупных спиральных рукавов - Щита-Центавра и Персея, соединенных баром, и двух более мелких - Стрельца и Наугольника, наполненных газовыми облаками и областями формирования звезд. Еще более мелкие рукава включают Внешний, Дальний и Ближний 3-килопарсековые рукава. Наша Солнечная система находится в небольшом рукаве (отроге) Ориона.

КАРТА НАШЕГО ОСТРОВА

    Как полагает профессор Корменди, галактические черные дыры набирают массу двумя путями. Дыра, окруженная полноценным балджем, растет за счет поглощения газа, который приходит к балджу из внешней зоны галактики. Во время слияния галактик интенсивность поступления этого газа резко возрастает, что инициирует вспышки квазаров. В результате балджи и дыры эволюционируют параллельно, что и объясняет корреляцию между их массами (правда, могут работать и другие, еще неизвестные механизмы).
    Иное дело безбалджевые галактики и галактики с псевдобалджами. Массы их дыр обычно не превышают 10⁴-10⁶ солнечных масс. По мнению профессора Корменди, они подкармливаются газом за счет случайных процессов, которые происходят недалеко от дыры, а не простираются на целую галактику. Такая дыра растет вне зависимости от эволюции галактики или ее псевдобалджа, чем и обусловлено отсутствие корреляции между их массами.

    Галактики могут увеличивать и размер, и массу. «В далеком прошлом галактики делали это гораздо эффективней, нежели в недавние космологические эпохи, - объясняет профессор астрономии и астрофизики Калифорнийского университета в Санта-Круз Гарт Иллингворт. - Темпы рождения новых звезд оценивают в терминах годового производства единицы массы звездного вещества (в этом качестве выступает масса Солнца) на единицу объема космического пространства (обычно это кубический мегапарсек). Во времена формирования первых галактик этот показатель был весьма невелик, а затем пошел в быстрый рост, продолжавшийся до тех пор, пока Вселенной не исполнилось 2 млрд лет. Еще 3 млрд лет он был относительно постоянным, потом начал снижаться почти пропорционально времени, и снижение это продолжается по сей день. Так что 7-8 млрд лет назад средний темп звездообразования в 10-20 раз превышал современный. Большинство доступных наблюдению галактик уже полностью сформировались в ту далекую эпоху».
    В общих чертах эта тенденция понятна. Галактики увеличиваются двумя основными способами. Во-первых, они получают свежий материал для звездообразования, втягивая из окружающего пространства газ и частицы пыли. В течение нескольких миллиардов лет после Большого взрыва этот механизм исправно работал просто потому, что звездного сырья в космосе хватало всем. Потом, когда запасы истощились, темп звездного рождения упал. Однако галактики нашли возможность увеличивать его за счет столкновения и слияния. Правда, для реализации этого варианта необходимо, чтобы сталкивающиеся галактики располагали приличным запасом межзвездного водорода. Крупным эллиптическим галактикам, где его практически не осталось, слияние не помогает, зато в дисковидных и неправильных оно работает.

    Посмотрим, что происходит при слиянии двух примерно одинаковых галактик дискового типа. Их звезды практически никогда не сталкиваются - слишком велики расстояния между ними. Однако газовый диск каждой галактики ощущает приливные силы, обусловленные притяжением соседки. Барионное вещество диска теряет часть углового момента и смещается к центру галактики, где возникают условия для взрывного роста скорости звездообразования. Часть этого вещества поглощается черными дырами, которые тоже набирают массу. В заключительной фазе объединения галактик черные дыры сливаются, а звездные диски обеих галактик теряют былую структуру и рассредоточиваются в пространстве. В итоге из пары спиральных галактик образуется одна эллиптическая. Но это отнюдь не полная картина. Излучение молодых ярких звезд способно выдуть часть водорода за пределы новорожденной галактики. В то же время активная аккреция газа на черную дыру вынуждает последнюю время от времени выстреливать в пространство струи частиц огромной энергии, подогревающие газ по всей галактике и тем препятствующие формированию новых звезд. Галактика постепенно затихает - скорее всего, навсегда.

ИССЛЕДОВАТЕЛИ ИЗ ПИТТСБУРГСКОГО УНИВЕРСИТЕТА, Калифорнийского университета в Ирвине и Атлантического университета Флориды смоделировали ситуацию столкновения Млечного Пути и предшественницы карликовой эллиптической галактики в Стрельце (Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy, SagDEG). Они проанализировали два варианта столкновений - с легкой (3 х 1010 масс Солнца) и тяжелой (1011 масс Солнца) SagDEG. На рисунке слева направо показаны результаты 2,7 млрд лет эволюции Млечного Пути без взаимодействия с карликовой галактикой и с взаимодействием с легким и тяжелым вариантами SagDEG.

ИССЛЕДОВАТЕЛИ ИЗ ПИТТСБУРГСКОГО УНИВЕРСИТЕТА

РЕЗУЛЬТАТЫ МОДЕЛИРОВАНИЯ

На рисунке результаты эволюции в различные моменты времени - начальная конфигурация (а), через 0,9 (b), 1,8 (c) и 2,65 млрд лет (d). Согласно модельным расчетам, бар и спиральные рукава Млечного Пути могли сформироваться в результате столкновений с SagDEG, которая изначально тянула на 50-100 млрд солнечных масс. Дважды она проходила сквозь диск нашей Галактики и теряла часть своей материи (и обычной, и темной), вызывая пертурбации его структуры. Нынешняя масса SagDEG не превышает десятков миллионов солнечных масс, и очередное столкновение, которое ожидают не позже чем через 100 млн лет, скорее всего, станет для нее последним.

    Галактики неодинакового калибра сталкиваются по-иному. Крупная галактика способна поглотить карликовую (сразу или в несколько приемов) и при этом сохранить собственную структуру. Этот галактический каннибализм тоже может стимулировать процессы звездообразования. Карликовая галактика полностью разрушается, оставляя после себя цепочки звезд и струи космического газа, которые наблюдаются как в нашей Галактике, так и в соседней Андромеде. Если же одна из сталкивающихся галактик не слишком превосходит другую, возможны даже более интересные эффекты.

Г
    алактическая астрономия дожила почти до девяностолетия. Она начала практически с нуля и достигла очень многого. Однако количество нерешенных проблем очень велико. Так, никто не знает, когда и как сформировались первые галактики и какими путями образуются галактики с дисковой структурой. «Ученые ожидают очень много от инфракрасного орбитального телескопа «Джеймс Уэбб», запуск которого намечен на 2018 год, - говорит Гарт Иллингворт. - К сожалению, пока не ясно, будет ли этот проект завершен - по причине финансовых трудностей. Хочется надеяться, что он состоится».
Автор: АЛЕКСЕЙ ЛЕВИН, "ПОПУЛЯРНАЯ МЕХАНИКА