Скопление MACS J0454.1-0300 на снимке «Уэбба»: золотистые галактики и дуги гравитационной линзы

Золотистое скопление и вытянутые оранжевые дуги

Золотистые галактики, рассыпанные по всему снимку, входят в скопление MACS J0454.1-0300. Мы видим скопление таким, каким оно было, когда возраст Вселенной составлял около 8 миллиардов лет, — значит, его свет шёл к нам чуть меньше 6 миллиардов лет. Это наш собственный расчёт (13,8 − 8 = 5,8), а не данные ESA. Золотистые галактики — эллиптические; самая крупная и яркая из них находится в центре.

Цвета на снимке условные, но у золотистого оттенка есть физическая причина. В эллиптических галактиках мало газа, и новые звёзды там почти не рождаются. Поэтому свет этих галактик дают в основном старые, сравнительно холодные звёзды, которые ярче всего светят в длинноволновой части спектра. Снимок составлен из изображений в десяти диапазонах длин волн от 0,9 до 4,4 мкм, почти все — инфракрасные; более длинным волнам присвоены более красные цвета, поэтому такие галактики и выглядят золотистыми.

Оранжевые дуги слева к скоплению не относятся. Это гораздо более далёкие галактики, и тяготение скопления вытянуло их изображения в дуги. Кроме того, из-за расширения пространства их свет сместился в сторону более длинных, красных волн. К такому свету «Уэбб» гораздо чувствительнее, чем «Хаббл», поэтому на его снимке видны сотни галактик, которых нет на изображении того же скопления, полученном «Хабблом» в 2014 году.

Как скопление увеличивает изображения и откуда берётся число 300

Скопление обладает огромной массой, а масса искривляет путь света. Если галактика на заднем плане расположена почти точно за скоплением, её свет может дойти до нас по нескольким искривлённым путям. Так возникают дуги, а иногда и несколько изображений одного объекта. Чтобы одна галактика дала четыре изображения или больше, она должна находиться почти точно на одной линии со скоплением и с нами; по данным ESA/Webb, такое бывает лишь у 10–20% скоплений.

Линза не меняет поверхностную яркость: каждый участок источника выглядит не ярче, чем без неё, но его изображение растянуто по небу на большую площадь. Увеличение равно отношению площади изображения к площади источника, так что от изображения, занимающего в 300 раз большую площадь, к нам приходит в 300 раз больше света. Сильнее всего увеличение вблизи особых линий на небе, которые называют критическими кривыми. Для идеализированного точечного источника теория даёт там неограниченное увеличение; у настоящего источника размер конечен, поэтому и увеличение остаётся конечным, причём чем меньше источник, тем больше оно может быть. Вот почему самые большие значения относятся к маленьким сгусткам, а не к целым галактикам.

Число 300 относится к маленьким ярким сгусткам внутри далёких линзированных галактик. Поперечник некоторых из них всего 5 световых лет, и в отдельных случаях они увеличены более чем в 300 раз. Линза позволяет «Уэббу» изучать объекты, слишком слабые для того, чтобы 6,5-метровое зеркало телескопа обнаружило их без такой помощи.

Что видно в этом поле и что будет дальше

В поле видны многократные изображения галактик юной Вселенной: группы галактик такой, какой она была через 2 миллиарда лет после Большого взрыва, и отдельной галактики такой, какой она была всего через 800 миллионов лет после него. Галактики группы, похоже, сливаются, и, вероятно, именно это вызвало мощную вспышку звездообразования. Исследователи нашли в MACS J0454.1-0300 два случая редкой конфигурации, когда одна галактика даёт четыре изображения или больше; больше одного такого случая в одном скоплении обнаружили впервые.

Данные получены в двух программах наблюдений «Уэбба». В программе 5058 (руководитель — Л. Фуртак) ищут отдельные линзированные звёзды первого миллиарда лет истории Вселенной. Одну из линзированных галактик этого скопления будут регулярно наблюдать, чтобы заметить сильно увеличенные одиночные звёзды; эти наблюдения ещё впереди, и результатов в пресс-релизе пока нет. Цель программы 6882 (руководитель — С. Фудзимото) — пронаблюдать большую выборку скоплений галактик на многих длинах волн и выяснить, как начиналось звездообразование в ранних галактиках.

Где скопление на небе и что можно увидеть своими глазами

Скопление находится в созвездии Ориона: прямое восхождение 4 ч 54 мин, склонение −3° (это небесные аналоги долготы и широты). Оно лежит чуть южнее небесного экватора, поэтому его можно наблюдать в обоих полушариях Земли. На широте Москвы оно в лучшем случае поднимается примерно на 31° над южным горизонтом. В начале декабря скопление стоит на небе напротив Солнца, поэтому выше всего бывает около полуночи.

Увидеть его своими глазами — совсем другое дело. В базе данных SIMBAD у самой яркой галактики скопления указан блеск 18,1 звёздной величины в ближней инфракрасной полосе I, а визуальная звёздная величина (V) ярче 19 не указана ни для одной галактики скопления. Такие слабые галактики в любительский телескоп глазом не увидеть: по распространённой грубой оценке 40-сантиметровый телескоп показывает объекты примерно до 15-й звёздной величины, а объект 19-й величины примерно в 40 раз тусклее. Дуги линзированных галактик видны благодаря инфракрасной чувствительности «Уэбба»; в окуляре их не разглядеть.