Если кратко, разные галактики могут выглядеть по-разному при изучении через фильтры разных длин волн. Галактика, которая выглядит ярче в полосе r по сравнению с полосой g, называется «красной». И наоборот, галактика, которая ярче в полосе g и слабее в r, называется «синей». Это использование галактических цветов представляет собой очень простую систему классификации. Как правило, в «синих» галактиках происходит активное звездообразование, потому что в синем свете преобладает излучение недавно образованных массивных звезд, ярких на УФ– и синей длинах волн. Как только звездообразование прекращается, голубые звезды отмирают, а старые, зрелые звезды доминируют в спектре, приводя к «покраснению» галактики. Красные галактики часто называют пассивными, или «красными и мертвыми», но нужно помнить, что и здесь есть подвох: пыльные галактики, в которых идет активный процесс звездообразования, также могут казаться «красными» и пассивными. Кроме того, более отдаленные галактики тоже кажутся более «красными», поскольку их свет смещается в красную сторону на более длинные волны; поэтому мы должны вносить поправки при сравнении широкополосных цветов галактик с различными красными смещениями, даже если они имеют одинаковый тип (скажем, если мы рассматриваем две спиральные галактики).
Сравнение количества света, поступающего от каждой из полос – u, g, r, i и z, – также может быть использовано для оценки красного смещения галактики, ведь то, что мы эффективно делаем, есть измерение грубого спектра – не настолько детального, как того можно было бы добиться с помощью спектроскопии, но вполне достаточного для получения общей формы. В случае с этими пятью полосами в SDSS мы имеем на выходе измерение среднего количества энергии, излучаемой галактикой на длинах волн, определяемых каждым из этих проходов полосы фильтра. У нас есть общая форма «континуума» спектра, но нет мелких деталей, например эмиссионных линий. Сравнивая относительные потоки в каждой из этих полос с ожидаемой для шаблона, или модели, спектра, мы можем оценить такие параметры, как тип звездного населения (старое оно в среднем или молодое), общая масса звезд и, что важно, красное смещение галактики. Эти «фотометрические» красные смещения значительно уступают в точности тем, что измеряются с помощью спектроскопии, но они все же чрезвычайно ценны, поскольку на них требуется меньше времени наблюдения, чем на исследования с получением спектра. Почему так? При измерении спектра галактики мы в некотором смысле разбавляем или размазываем количество энергии, попадающее на данный пиксель в нашем детекторе, потому что мы рассеиваем свет, разделяя его на его частотные компоненты, чтобы создать условия для его подробного исследования. Это связано со значительными затратами на увеличение времени экспозиции по сравнению с простым двумерным изображением той же самой галактики с использованием набора широкополосных фильтров, которые пропускают много фотонов, очень быстро выстраивая сигнал в детекторе.
Несмотря на длительность спектроскопии по сравнению с визуализацией, она незаменима при большом исследовании, таком как SDSS, так что были разработаны методы, позволяющие сделать сбор спектров очень эффективным. В дополнение к компоненту формирования изображений, который на данный момент каталогизировал более полумиллиарда объектов, для SDSS был изготовлен также спектроскопический механизм, использующий мультиобъектный спектрограф. Он получает спектры, помещая оптическое волокно на пути света, идущего из галактики, и может измерять спектры сразу множества галактик. На практике SDSS сначала отображает участок неба, чтобы определить цели для измерения спектров, так как нужно заранее знать, куда поместить волокно. После того, как цели выбраны, в фокальной плоскости можно разместить алюминиевый лист или пластину с просверленными отверстиями в местах расположения желаемых целей. Концы волокон расположены в отверстиях, где они перехватывают фотоны от каждой цели, перенаправляя свет вниз к элементу рассеивания, который разделяет его на спектр. Этот прибор может одновременно измерять спектры для более чем 600 целей и уже измерил спектры и красные смещения миллионов астрономических источников. Между прочим, данные, полученные с помощью SDSS, общедоступны: любой может скачать изображения и каталоги, полученные в результате обзора, и исследовать Вселенную. При этом выпуски данных проводятся в регулярном режиме – по мере проведения наблюдений.
Больше всего времени SDSS потратил на тип галактики, который был назван квазаром, или квазизвездным объектом. Квазары – это действительно очень активный вид галактик и одна из самых ярких систем во Вселенной.
На этом изображении квазар MC2 1635+119 был снят «Хабблом» в одной полосе света. Центр этой галактики сияет, как звезда: бо́льшая часть света исходит из самой центральной ядерной области, где сверхмассивная черная дыра, присутствующая во всех массивных галактиках, активно аккрецирует (поглощает) вещество, выбрасывая при этом огромное количество энергии. Эта активность могла быть вызвана слиянием двух галактик, что привело к вытеснению газа в центральную область слившейся галактики, сжатую до высокой концентрации. Здесь газ становится готовой добычей для растущей черной дыры. Слабое нечеткое излучение вокруг центрального источника показывает нарушенную природу звезд в «галактике-хозяине», которая дополняет общую картину. Квазары настолько ярки, что их можно увидеть на больших космических расстояниях, и поэтому они могут быть использованы как отличные зонды ранней Вселенной. Они также играют важную роль в эволюции массивной галактики, так как интенсивная ядерная активность может влиять на историю звездообразования и, следовательно, на будущую судьбу таких галактик, как эта
В центре этого изображения – галактика с активным ядром Маркарян 509, которая видна как яркая световая точка. Ядерная активность обусловлена сверхмассивной черной дырой, масса которой несколько сотен миллионов раз превышает массу Солнца, и она активно аккрецирует вещество. Когда материя падает на черную дыру, возникает горячий аккреционный диск, который ярко светится рентгеновским, УФ-и оптическим излучениями, иногда затмевая остальную часть галактики. Каждая массивная галактика таит в себе сверхмассивную черную дыру; установлено, что масса этого «сердца» соотносится с массой звезд в окружающем звездном балдже. Считается, что черная дыра и рост балджа связаны регулирующими механизмами обратной связи, и изучение этой части астрофизики – ключевая область исследований
Из-за своей высокой яркости квазары, сияя словно маяки, видны на огромных космических расстояниях. Хотя каталог галактик SDSS ограничен довольно локальным объемом исследований, квазары, занесенные в него, расположены чрезвычайно глубоко во Вселенной.
Самое сердце нашего Млечного Пути, снимок которого получен с помощью специальной техники, называемой «адаптивная оптика», которая помогает корректировать эффект размытия атмосферой Земли, ограничивающий обычно пространственное разрешение изображений, снимаемых с поверхности планеты (одна из причин, почему «Хаббл» может создавать такие исключительные изображения, заключается в том, что ему не приходится преодолевать помехи, создаваемые атмосферой Земли). Четкое изображение позволило астрономам точно определить и в течение 16-летнего периода отслеживать положение звезд, фактически вращающихся вокруг компактного, но «притягательного» невидимого объекта – сверхмассивной черной дыры, которая скрывается в сердце галактики. В квазарах и активных ядрах галактик центральная черная дыра активно аккрецирует материю, в результате чего вся область ярко светится, но в случае Млечного Пути, как и в большинстве галактик, центральная черная дыра является относительно пассивной. Однако она все же оказывает гравитационное воздействие на звезды вокруг, и, измеряя орбиты нескольких звезд на этом изображении, астрономы могут определить массу черной дыры, которая в миллионы раз тяжелее Солнца. Центр нашей Галактики находится на расстоянии около 8000 пк; даже если бы мы сократили расстояние между Землей и Солнцем до 1 м расстояние от Земли до центра Галактики составило бы 1600 км
