Źródło zdjęcia: ESO
Zespół astronomów z Hawajów odkrył odległą galaktykę w odległości 12,8 miliarda lat świetlnych stąd, która pokazuje nam, jak wyglądał Wszechświat, gdy miał zaledwie 900 milionów lat. Odnaleźli galaktykę za pomocą specjalnej kamery zainstalowanej w teleskopie Kanada-Francja-Hawaje, która wyszukuje odległe obiekty z bardzo określoną częstotliwością światła. Odkrywając tę galaktykę, znajdującą się w gwiazdozbiorze Cetusa, tuż obok gwiazdy Miry, zespół opracował nową metodologię odkrywania odległych obiektów, która powinna pomóc przyszłym obserwatorom spojrzeć w przeszłość.
Dzięki ulepszonym teleskopom i instrumentom możliwe stały się obserwacje bardzo odległych i słabych galaktyk, które do niedawna były snami astronomów.
Jeden z takich obiektów został znaleziony przez zespół astronomów [2] z kamerą szerokokątną zainstalowaną w teleskopie Kanada-Francja-Hawaje w Mauna Kea (Hawaje, USA) podczas poszukiwań bardzo odległych galaktyk. Oznaczony jako „z6VDF J022803-041618” został wykryty ze względu na jego niezwykły kolor, widoczny tylko na obrazach uzyskanych przez specjalny filtr optyczny izolujący światło w wąskim paśmie bliskiej podczerwieni.
Obserwacja widma tego obiektu za pomocą wielomodowego instrumentu FORS2 w ESO Very Large Telescope (VLT) potwierdziła, że jest to bardzo odległa galaktyka (przesunięcie ku czerwieni wynosi 6,17 [3]). Widać to tak, jak było, gdy Wszechświat miał zaledwie około 900 milionów lat.
z6VDF J022803-041618 jest jedną z najodleglejszych galaktyk, dla których dotychczas uzyskiwano widma. Co ciekawe, odkryto go ze względu na światło emitowane przez jego masywne gwiazdy, a nie, jak pierwotnie oczekiwano, na skutek emisji gazowego wodoru.
Krótka historia wczesnego Wszechświata
Większość naukowców zgadza się, że Wszechświat emanował z gorącego i niezwykle gęstego stanu początkowego w Wielkim Wybuchu. Najnowsze obserwacje wskazują, że to kluczowe wydarzenie miało miejsce około 13 700 milionów lat temu.
W ciągu pierwszych kilku minut powstały ogromne ilości jąder wodoru i helu z protonami i neutronami. Było też wiele wolnych elektronów i podczas następnej epoki liczne fotony zostały rozproszone z nich i jąder atomowych. Na tym etapie Wszechświat był całkowicie nieprzejrzysty.
Po około 100 000 lat Wszechświat ostygł do kilku tysięcy stopni, a jądra i elektrony połączyły się, tworząc atomy. Fotony nie były już z nich rozproszone i Wszechświat nagle stał się przezroczysty. Kosmolodzy nazywają ten moment „epoką rekombinacji”. Promieniowanie tła mikrofalowego, które obserwujemy teraz ze wszystkich kierunków, przedstawia stan dużej jednolitości we Wszechświecie w tej odległej epoce.
W następnej fazie pierwotne atomy - z których ponad 99% stanowiły wodór i hel - poruszały się razem i zaczęły tworzyć ogromne chmury, z których później wyłaniały się gwiazdy i galaktyki. Pierwsza generacja gwiazd, a nieco później pierwszych galaktyk i kwazarów [4], wytwarzała intensywne promieniowanie ultrafioletowe. Promieniowanie to nie docierało jednak bardzo daleko, mimo że Wszechświat już dawno stał się przezroczysty. Wynika to z faktu, że fotony ultrafioletowe (o krótkiej długości fali) byłyby natychmiast absorbowane przez atomy wodoru, „zrzucając” elektrony z tych atomów, podczas gdy fotony o większej długości fali mogłyby podróżować znacznie dalej. W ten sposób gaz międzygalaktyczny ponownie zjonizował się w stale rosnących sferach wokół źródeł jonizujących.
W pewnym momencie kule te stały się tak duże, że całkowicie się pokrywały; określa się to mianem „epoki rejonizacji”. Do tego czasu promieniowanie ultrafioletowe było absorbowane przez atomy, ale teraz Wszechświat stał się również przezroczysty dla tego promieniowania. Wcześniej światło ultrafioletowe z tych pierwszych gwiazd i galaktyk nie było widoczne na duże odległości, ale teraz Wszechświat nagle wydawał się być pełen jasnych obiektów. Z tego powodu odstęp czasu między epokami „rekombinacji” i „rejonizacji” określa się mianem „średniowiecza”.
Kiedy był koniec „ciemnych wieków”?
Dokładna epoka rejonizacji jest przedmiotem aktywnej debaty wśród astronomów, ale ostatnie wyniki obserwacji naziemnych i kosmicznych wskazują, że „średniowiecze” trwało kilkaset milionów lat. Obecnie trwają różne programy badawcze, które mają na celu lepsze określenie, kiedy miały miejsce te wczesne wydarzenia. W tym celu należy znaleźć i szczegółowo zbadać najwcześniejsze, a zatem najodleglejsze obiekty we Wszechświecie - i jest to bardzo wymagające przedsięwzięcie obserwacyjne.
Światło jest przyciemnione przez kwadrat odległości i im dalej patrzymy w przestrzeń, aby obserwować obiekt - a zatem im bardziej cofamy się w czasie, gdy go widzimy - tym słabiej się pojawia. Jednocześnie jego słabe światło przesuwa się w kierunku czerwonego obszaru widma z powodu ekspansji Wszechświata - im większa odległość, tym większe jest obserwowane przesunięcie ku czerwieni [3].
Linia emisji Lyman-alfa
W przypadku naziemnych teleskopów najsłabsze granice wykrywalności są osiągane przez obserwacje w widzialnej części widma. Wykrywanie bardzo odległych obiektów wymaga zatem obserwacji sygnatur widmowych w ultrafiolecie, które zostały przesunięte na czerwono w widoczny obszar. Zwykle astronomowie wykorzystują do tego przesuniętą na czerwono widmową linię emisyjną Lymana-alfa o długości fali spoczynkowej 121,6 nm; odpowiada fotonom emitowanym przez atomy wodoru, gdy zmieniają się ze stanu wzbudzonego do stanu podstawowego.
Dlatego jednym z oczywistych sposobów poszukiwania najbardziej odległych galaktyk jest poszukiwanie emisji Lyman-alfa przy najdłuższych (najdłuższych) możliwych długościach fal. Im dłuższa długość fali obserwowanej linii Lyman-alfa, tym większa jest przesunięcie ku czerwieni i odległość, a im wcześniejsza epoka, w której widzimy galaktykę, i tym bardziej zbliżamy się do momentu, który oznaczał koniec „Ciemnych Wieków” ”.
Detektory CCD stosowane w instrumentach astronomicznych (a także w komercyjnych aparatach cyfrowych) są wrażliwe na światło o długości fali do około 1000 nm (1? M), tj. W obszarze spektralnym bardzo bliskiej podczerwieni, poza najbardziej czerwonym światłem, które może być postrzegane przez ludzkie oko przy około 700–750 nm.
Jasne nocne niebo w bliskiej podczerwieni
Jest jednak inny problem związany z tego rodzaju pracą. Poszukiwania słabej emisji Lyman-alfa z odległych galaktyk komplikuje fakt, że ziemska atmosfera - przez którą muszą patrzeć wszystkie naziemne teleskopy - również emituje światło. Dzieje się tak szczególnie w części widma czerwonej i bliskiej podczerwieni, w której setki dyskretnych linii emisji pochodzą z cząsteczki hydroksylu (rodnika OH), który jest obecny w górnej atmosferze ziemskiej na wysokości około 80 km (patrz zdjęcie PR 13a / 03).
Ta silna emisja, którą astronomowie nazywają „tłem nieba”, odpowiada za granicę słabości, przy której obiekty niebieskie można wykryć za pomocą teleskopów naziemnych o długości fali bliskiej podczerwieni. Jednak na szczęście istnieją przedziały widmowe „niskiego tła OH”, w których te linie emisyjne są znacznie słabsze, co pozwala na ograniczenie granicy wykrywalności z obserwacji gruntu. Dwa takie „okna ciemnego nieba” są widoczne na zdjęciu PR 13a / 03 w pobliżu fal o długości 820 i 920 nm.
Biorąc pod uwagę te aspekty, obiecującym sposobem skutecznego poszukiwania najbardziej odległych galaktyk jest zatem obserwacja przy długości fali w pobliżu 920 nm za pomocą wąskopasmowego filtra optycznego. Dostosowanie szerokości spektralnej tego filtra do około 10 nm pozwala na wykrycie jak największej ilości światła z obiektów niebieskich emitowanych w linii widmowej pasującej do filtra, przy jednoczesnym zminimalizowaniu niekorzystnego wpływu emisji z nieba.
Innymi słowy, przy maksymalnej ilości światła zebranej z odległych obiektów i minimalnej ilości przeszkadzającego światła z ziemskiej atmosfery, szanse na wykrycie tych odległych obiektów są optymalne. Astronomowie mówią o „maksymalizacji kontrastu” obiektów pokazujących linie emisji na tej długości fali.
Program wyszukiwania CFHT
W oparciu o powyższe rozważania międzynarodowy zespół astronomów [2] zainstalował wąskopasmowy filtr optyczny wyśrodkowany na długości fali bliskiej podczerwieni 920 nm na instrumencie CFH12K w teleskopie Kanada-Francja-Hawaje na Mauna Kea (Hawaje, USA) do poszukiwania bardzo odległych galaktyk. CFH12K to kamera szerokokątna używana w głównym ogniskowej CFHT, zapewniająca pole widzenia około. 30 x 40 arcmin2, nieco większy niż księżyc w pełni [5].
Porównując zdjęcia tego samego pola nieba wykonane przez różne filtry, astronomowie byli w stanie zidentyfikować obiekty, które wydają się stosunkowo „jasne” na zdjęciu NB920 i „słabe” (lub nawet niewidoczne) na odpowiednich obrazach uzyskanych przez inne filtry . Uderzający przykład pokazano na zdjęciu PR 13b / 03 - obiekt w centrum jest dobrze widoczny na obrazie 920 nm, ale wcale nie jest widoczny na innych obrazach.
Najbardziej prawdopodobnym wyjaśnieniem obiektu o tak nietypowym kolorze jest to, że jest to bardzo odległa galaktyka, dla której obserwowana długość fali silnej linii emisyjnej Lyman-alfa jest bliska 920 nm, z powodu przesunięcia ku czerwieni. Każde światło emitowane przez galaktykę przy długościach fal krótszych niż Lyman-alfa jest silnie pochłaniane przez interweniujący międzygwiezdny i międzygalaktyczny wodór; z tego powodu obiekt nie jest widoczny we wszystkich innych filtrach.
Widmo VLT
Aby poznać prawdziwą naturę tego obiektu, należy wykonać obserwację spektroskopową, obserwując jego spektrum. Dokonano tego za pomocą przyrządu wielomodowego FORS 2 w 8,2-metrowym teleskopie YEPUN VLT w Obserwatorium Paranal ESO. Ta funkcja zapewnia idealne połączenie umiarkowanej rozdzielczości widmowej i wysokiej czułości koloru czerwonego dla tego rodzaju bardzo wymagających obserwacji. Powstałe (słabe) widmo pokazano na zdjęciu PR 13c / 03.
Zdjęcie PR 13d / 03 pokazuje śledzenie końcowego („oczyszczonego”) spektrum obiektu po ekstrakcji z obrazu pokazanego na zdjęciu PR 13c / 03. Jedna szeroka linia emisji jest wyraźnie wykrywana (na lewo od centrum; powiększona we wkładce). Jest asymetryczny, przygnębiony na niebieskiej (lewej) stronie. W połączeniu z faktem, że po lewej stronie linii nie jest wykrywane światło ciągłe, jest to wyraźna sygnatura spektralna linii Lyman-alfa: fotony „bardziej niebieskie” niż Lyman-alfa są silnie absorbowane przez gaz obecny w samej galaktyce oraz w ośrodku międzygalaktycznym wzdłuż linii wzroku między Ziemią a obiektem.
Obserwacje spektroskopowe pozwoliły więc astronomom jednoznacznie zidentyfikować tę linię jako Lyman-alfa, a zatem potwierdzić dużą odległość (duże przesunięcie ku czerwieni) tego konkretnego obiektu. Zmierzone przesunięcie ku czerwieni wynosi 6,17, co czyni ten obiekt jedną z najbardziej odległych galaktyk, jakie kiedykolwiek wykryto. Otrzymał on oznaczenie „z6VDF J022803-041618” - pierwsza część tej nieco niewygodnej nazwy odnosi się do badania, a druga wskazuje położenie tej galaktyki na niebie.
Światło gwiazd we wczesnym Wszechświecie
Te obserwacje nie były jednak zaskoczeniem! Astronomowie mieli nadzieję (i oczekiwali), że wykryją linię Lymana-alfa od obiektu w centrum okna spektralnego 920 nm. Jednak gdy znaleziono linię Lymana-alfa, została ona ustawiona na nieco krótszej długości fali.
Zatem to nie emisja Lymana-alfa spowodowała, że ta galaktyka była „jasna” na obrazie wąskopasmowym (NB920), ale emisja „continuum” przy długościach fal dłuższych niż Lyman-alfa. Promieniowanie to jest bardzo słabo widoczne jako pozioma, rozproszona linia na zdjęciu PR 13c / 03.
Jedną z konsekwencji jest to, że zmierzone przesunięcie ku czerwieni o wartości 6,17 jest niższe niż pierwotnie przewidywane przesunięcie o wartości około 6,5. Innym jest to, że z6VDF J022803-041618 został wykryty przez światło z jego masywnych gwiazd („kontinuum”), a nie przez emisję z wodoru (linia Lymana-alfa).
Ten interesujący wniosek jest szczególnie interesujący, ponieważ pokazuje, że w zasadzie możliwe jest wykrywanie galaktyk w tej ogromnej odległości bez konieczności polegania na linii emisji Lymana-alfa, która nie zawsze może być obecna w widmach odległych galaktyk. Zapewni to astronomom pełniejszy obraz populacji galaktyk we wczesnym Wszechświecie.
Co więcej, obserwowanie coraz większej liczby tych odległych galaktyk pomoże lepiej zrozumieć stan jonizacji Wszechświata w tym wieku: światło ultrafioletowe emitowane przez te galaktyki nie powinno docierać do nas w „neutralnym” Wszechświecie, tj. Przed wystąpieniem ponownej jonizacji . Trwa polowanie na więcej takich galaktyk, aby wyjaśnić, jak doszło do przejścia z Mrocznych Wieków!
Oryginalne źródło: ESO News Release
