Czy możemy zobaczyć, co kryje się w chmurze pyłu bez pomocy podczerwieni? Pytanie to dotyczy nie tylko obiektów ziemskich, ale także astronomicznych obserwacji galaktyk, a odpowiedź zazwyczaj brzmi "nie". Naukowcy z zakładu Astrofizyki NCBJ zaangażowani w największy optyczny przegląd nieba - Legacy Survey of Space and Time (LSST), w najnowszym artykule, który ukazał się kwietniu w czasopiśmie Astronomy & Astrophysics, proponują nowatorską metodę pozwalającą uzyskać informacje o pyle w galaktykach bez faktycznej obserwacji jego światła podczerwonego.

Narodziny gwiazd to proces zachodzący w bardzo zapylonym otoczeniu. Gwiazdy w galaktykach zawsze powstają w obłokach drobnych ziaren stałego materiału. Pył ten utrudnia obserwację gwiezdnych "żłobków", ponieważ pochłania światło optyczne nowonarodzonych młodych gwiazd. Te zapylone obszary gwiazdotwórcze na obrazach optycznych pozostają po prostu ciemne i niewidoczne. Światło optyczne pochłaniane przez pył jest następnie ponownie wypromieniowywane w podczerwieni. Dlatego też najlepszym sposobem na określenie fizycznych właściwości galaktyki jest spojrzenie na nią we wszystkich możliwych długościach fal. Selektywny widok, tylko w określonych długościach fal, może czasami dawać mylne wrażenie co do jej fundamentalnej natury. Na przykład masywne gwiazdy mogą emitować tak dużo energii w widzialnych długościach fal, że wydają się nieproporcjonalnie ważniejsze niż są w rzeczywistości. Ponadto, schronienie, jakie pył zapewnia obłokom narodzin, uniemożliwia nam zobaczenie reprezentatywnego obrazu prawdziwego rozmieszczenia gwiazd.

Promieniowanie podczerwone z obłoków pyłu otaczających gwiezdne "żłobki" w galaktykach jest ściśle związane z właściwościami młodych, masywnych gwiazd. Nowonarodzone gwiazdy emitują jasne światło ultrafioletowe, które jest pochłaniane i rozpraszane przez ziarna pyłu i ponownie emitowane przez te ziarna w całym zakresie podczerwieni. Charakter tego promieniowania zależy od rozmieszczenia pyłu i gwiazd w galaktyce. Ta złożona zależność odzwierciedla osłabienie (tłumienie) intensywności promieniowania galaktyki w danym paśmie. Nieznajomość dokładnej wartości tłumienia przy danej długości fali ogranicza możliwość interpretacji podstawowych właściwości galaktyk.

Obserwacja galaktyki w świetle o różnych długościach fali - od dalekiego ultrafioletu (gdzie młode masywne gwiazdy są częściowo widoczne), poprzez światło optyczne (gdzie dominują stare gwiazdy), do podczerwieni i fal submilimetrowych (królestwo pyłu międzygwiazdowego) - pozwala nam analizować i zrozumieć fundamentalną naturę galaktyki i ilość pyłu międzygwiazdowego. Pozwala to również na ocenę właściwości tłumienia pyłu w galaktyce. Niestety, galaktyki z pełnym pokryciem długości fal, od ultrafioletu do podczerwieni, są rzadko dostępne, co stwarza przeszkody w badaniu ich na znaczącym poziomie statystycznym. W takiej sytuacji analiza niekompletnego widoku galaktyki jest znacznie bardziej skomplikowana i obciążona wieloma założeniami.

Obserwatorium Vera C. Rubin znajduje się w paśmie górskim Cerro Pachón w północno-środkowym Chile. Specjalny 8,4-metrowy potrójny detektor lustrzany zaprojektowany dla tego miejsca obserwacyjnego zapewnia wyjątkowo szerokie pole widzenia. Zwierciadło to umożliwia przeskanowanie całego nieba w ciągu zaledwie trzech nocy. Do końca 10-letniego przeglądu LSST przeskanujemy niebo tak wiele razy, że łącząc różne obrazy, będzie można zobaczyć to, czego wcześniej nie widziano - galaktyki o niskiej jasności powierzchniowej, które są obecnie ukryte w tle nieba nawet dla bardzo potężnych teleskopów, a także bardziej znane galaktyki, ale z dużo większą ilością informacji. Badanie da nam również dodatkowy komponent czasowy. LSST nie zapewni jednak obserwacji w podczerwieni (i ultrafiolecie). W przyszłej analizie będziemy musieli polegać wyłącznie na zakresie optycznym.

Międzynarodowy zespół naukowców z Polski, Francji, Chile, Stanów Zjednoczonych, Australii, Wielkiej Brytanii, Włoch, Meksyku, Holandii i Hiszpanii pod kierownictwem prof. Katarzyny Małek i dr Junais oraz prof. Agnieszki Pollo z Narodowego Centrum Badań Jądrowych w ramach grantu NCN SONATA BIS ASTROdust przeanalizował poprzednie badania archiwalne, aby znaleźć rozwiązanie tego problemu. Zespół przyjrzał się galaktykom w naszym najbliższym sąsiedztwie, w odległości mniej niż 1,3 miliarda lat od Drogi Mlecznej. Naukowcy zbadali morfologię, właściwości pyłu, formowanie się gwiazd i stosunek masy gwiazdowej ponad ośmiu tysięcy galaktyk. Odkryli oni bardzo obiecujący związek między jasnością powierzchniową, kolorem optycznym (gdzie kolor w astronomii jest różnicą w energii obserwowanej w dwóch różnych filtrach) i tłumieniem pyłu dla następnych badań optycznych, takich jak LSST. Zależność ta może być wykorzystana do oszacowania właściwości pyłowych galaktyk obserwowanych tylko w świetle fal optycznych. Pomoże to również zminimalizować czas obliczeń i wpływ na środowisko poprzez zmniejszenie liczby parametrów używanych do oszacowania głównych właściwości fizycznych tych galaktyk.

Badacze odkryli, że tłumienie pyłu młodej populacji gwiazd, uzyskane tylko z danych optycznych i wykorzystane do złożonej analizy galaktyk, może w rozsądny sposób odtworzyć główne parametry fizyczne galaktyk obserwowanych przez szczegółową detekcję w przeglądach ultrafioletowych, optycznych i podczerwonych. Na wykresie pokazano porównanie parametrów fizycznych uzyskanych z obszernych przeglądów i tych samych parametrów uzyskanych na podstawie relacji odkrytej przez zespół i zaprezentowanej w pracy opublikowanej w A&A wykorzystującej wyłącznie dane optyczne. Zależność ta działa bardzo dobrze w przypadku mniej masywnych galaktyk, podczas gdy uzyskane tempo formowania się gwiazd jest nadal zawyżone w przypadku bardziej masywnych galaktyk. Problem ten zostanie przeanalizowany w kolejnych artykułach grupy.

Podstawowe parametry fizyczne (masa gwiazdowa -- stellar mass i tempo powstawania gwiazd -- star formation rate) wyznaczone dla ~8 000 galaktyk obserwowanych w ultrafiolecie, zakresie optycznym i podczerwieni są przedstawione na czarno. Parametry fizyczne uzyskane dla tych samych galaktyk tylko na podstawie danych optycznych, na przykład z LSST, są pokazane na zielono. Pomarańczowy wykres przedstawia galaktyki, dla których właściwości fizyczne zostały obliczone na podstawie samych danych optycznych, tak jak w przypadku wykresu zielonego, ale z uwzględnieniem dodatkowej zależności podanej przez grupę Katarzyny Małek.

Praca oryginalna: 
Attenuation proxy hidden in surface brightness – colour diagrams
K. Małek et.al.
A&A, 684, A30 (2024)
DOI:10.1051/0004-6361/202348432