Obrazový kredit: ESO
Tím astronómov so sídlom na Havaji objavil vzdialenú galaxiu vzdialenú 12,8 miliárd svetelných rokov, ktorá nám ukazuje, ako vyzeral vesmír, keď mal iba 900 miliónov rokov. Galaxiu našli pomocou špeciálnej kamery nainštalovanej na ďalekohľade Kanada - Francúzsko - Havaj, ktorá hľadá vzdialené objekty vo veľmi špecifickej frekvencii svetla. Tým, že odhalil túto galaxiu, ktorá sa nachádza v súhvezdí Cetus, hneď vedľa hviezdy Mira, tím vyvinul novú metodológiu na objavovanie vzdialených objektov, ktorá by mala pomôcť budúcim pozorovateľom pozerať sa ešte ďalej do minulosti.
Vďaka vylepšeným ďalekohľadom a prístrojom sú možné pozorovania extrémne vzdialených a slabých galaxií, ktoré boli donedávna sny astronómov.
Jeden taký objekt bol nájdený tímom astronómov [2] so širokouhlým fotoaparátom inštalovaným na ďalekohľad Kanada - Francúzsko - Havaj v Mauna Kea (Havaj, USA) počas hľadania extrémne vzdialených galaxií. Je označený „z6VDF J022803-041618“ a bol zistený kvôli svojej neobvyklej farbe, pretože bol viditeľný iba na obrázkoch získaných pomocou špeciálneho optického filtra, ktorý izoluje svetlo v úzkom infračervenom pásme.
Sledovacie spektrum tohto objektu pomocou multimódového prístroja FORS2 na ESO Very Large Telescope (VLT) potvrdilo, že ide o veľmi vzdialenú galaxiu (červený posun je 6.17 [3]). Je to vidieť, ako to bolo v čase, keď bol vesmír len asi 900 miliónov rokov.
z6VDF J022803-041618 je jednou z najvzdialenejších galaxií, pre ktoré boli doteraz získané spektrá. Zaujímavé bolo, že bolo objavené kvôli svetlu vyžarovanému jeho obrovskými hviezdami a nie, ako sa pôvodne očakávalo, z emisie plynným vodíkom.
Stručná história raného vesmíru
Väčšina vedcov súhlasí s tým, že vesmír vychádzal z horúceho a extrémne hustého počiatočného stavu vo Veľkom tresku. Najnovšie pozorovania naznačujú, že táto rozhodujúca udalosť sa uskutočnila asi pred 13 700 miliónmi rokov.
Počas niekoľkých prvých minút sa vytvorilo obrovské množstvo jadier vodíka a hélia s protónmi a neutrónmi. Tam bolo tiež veľa voľných elektrónov a počas nasledujúcej epochy boli rozptýlené početné fotóny od týchto atómových jadier. V tejto fáze bol vesmír úplne nepriehľadný.
Po asi 100 000 rokoch sa vesmír ochladil na niekoľko tisíc stupňov a jadrá a elektróny sa teraz spojili, aby vytvorili atómy. Potom už fotóny neboli rozptýlené a vesmír sa náhle stal priehľadným. Kozmológovia označujú tento okamih ako „rekombinačnú epochu“. Mikrovlnné žiarenie pozadia, ktoré teraz pozorujeme zo všetkých smerov, zobrazuje stav veľkej uniformity vo vesmíre v tejto vzdialenej epoche.
V ďalšej fáze sa praveké atómy, z ktorých viac ako 99% tvorili vodík a hélium, pohybovali spolu a začali vytvárať obrovské oblaky, z ktorých sa neskôr objavili hviezdy a galaxie. Prvá generácia hviezd a o niečo neskôr aj prvé galaxie a kvasary [4] produkovali intenzívne ultrafialové žiarenie. Toto žiarenie však necestovalo príliš ďaleko, napriek tomu, že vesmír sa stal priehľadným už dávno. Je to tak preto, že ultrafialové (krátke vlnové dĺžky) fotóny by boli okamžite absorbované atómami vodíka, čím by „atakovali“ elektróny z týchto atómov, zatiaľ čo fotóny s dlhšou vlnovou dĺžkou by mohli cestovať oveľa ďalej. Medzigalaktický plyn sa tak opäť stal ionizovaným v stále rastúcich sférach okolo ionizujúcich zdrojov.
V určitom okamihu boli tieto sféry také veľké, že sa úplne prekrývali; toto sa nazýva „epocha reionizácie“. Dovtedy boli atómy absorbované ultrafialové žiarenie, ale vesmír sa stal pre toto žiarenie priehľadný. Predtým nemohlo byť ultrafialové svetlo z týchto prvých hviezd a galaxií viditeľné na veľké vzdialenosti, ale teraz sa vesmír náhle javil ako plný jasných predmetov. Z tohto dôvodu sa časový interval medzi epochami „rekombinácie“ a „reionizácie“ označuje ako „temný vek“.
Kedy bol koniec „temného veku“?
Presná epocha reionizácie je predmetom aktívnej diskusie medzi astronómami, ale posledné výsledky pozorovania z vesmíru a z vesmíru naznačujú, že „temný vek“ trval niekoľko stoviek miliónov rokov. V súčasnosti prebiehajú rôzne výskumné programy, ktoré sa snažia lepšie určiť, kedy sa tieto skoré udalosti stali. Z tohto dôvodu je potrebné nájsť a podrobne študovať najskoršie a teda najvzdialenejšie objekty vo vesmíre - a to je veľmi náročné pozorovacie úsilie.
Svetlo je stlmené druhou mocninou vzdialenosti a čím ďalej sa pozeráme do vesmíru, aby sme pozorovali objekt - a teda čím ďalej to v čase vidíme -, tým slabší je. Súčasne sa jej tlmené svetlo posúva smerom k červenej oblasti spektra v dôsledku rozšírenia vesmíru - čím väčšia je vzdialenosť, tým väčší je pozorovaný červený posun [3].
Lyman-alfa emisná línia
U pozemných ďalekohľadov sa najmenšie detekčné limity dosahujú pozorovaním vo viditeľnej časti spektra. Detekcia veľmi vzdialených objektov si preto vyžaduje pozorovanie ultrafialových spektrálnych podpisov, ktoré sa redshiftovali do viditeľnej oblasti. Astronómovia za normálnych okolností používajú pre tento účel radarovú emisnú čiaru s redshiftovaným Lymanom-alfa s pokojovou vlnovou dĺžkou 121,6 nm; zodpovedá fotónom emitovaným atómami vodíka, keď sa menia zo vzrušeného stavu na svoj základný stav.
Jedným zrejmým spôsobom, ako hľadať najvzdialenejšie galaxie, je preto hľadať Lyman-alfa emisiu na najčervenejších (najdlhších) možných vlnových dĺžkach. Čím dlhšia je vlnová dĺžka pozorovanej Lymanovej alfa línie, tým väčší je červený posun a vzdialenosť. Čím skôr je epocha, v ktorej vidíme galaxiu, tým bližšie sa dostávame k okamihu, ktorý označil koniec „temného veku“ ".
CCD-detektory používané v astronomických prístrojoch (rovnako ako v komerčných digitálnych fotoaparátoch) sú citlivé na svetlo s vlnovými dĺžkami do asi 1000 nm (1? M), tj vo veľmi blízkej infračervenej spektrálnej oblasti, za najčervenším svetlom, ktoré môže byť vnímané ľudským okom pri asi 700 - 750 nm.
Svetlé nočné nebo blízko infračervenej oblohy
Pre tento druh práce je však ďalší problém. Hľadanie slabej emisie Lyman-alfa zo vzdialených galaxií je komplikované skutočnosťou, že pozemská atmosféra - cez ktorú musia vyzerať všetky pozemské teleskopy - tiež vyžaruje svetlo. Je to tak najmä v červenej a takmer infračervenej časti spektra, kde stovky diskrétnych emisných čiar pochádzajú z hydroxylovej molekuly (radikál OH), ktorá je prítomná v hornej zemskej atmosfére v nadmorskej výške asi 80 km (pozri PR Photo 13a / 03).
Táto silná emisia, ktorú astronómovia označujú ako „pozadie oblohy“, je zodpovedná za hranicu slabosti, pri ktorej je možné detegovať nebeské objekty pozemnými teleskopmi pri vlnových dĺžkach blízkych infračerveným vlnám. Našťastie existujú našťastie spektrálne intervaly „nízkeho pozadia OH“, kde sú tieto emisné vedenia omnoho slabšie, čo umožňuje detekciu miznutia pri pozemných pozorovaniach. Dve také „okná tmavej oblohy“ sú zrejmé z PR Photo 13a / 03 pri vlnových dĺžkach 820 a 920 nm.
Vzhľadom na tieto aspekty je preto sľubným spôsobom, ako efektívne hľadať najvzdialenejšie galaxie, pozorovanie na vlnových dĺžkach blízkych 920 nm pomocou úzkopásmového optického filtra. Prispôsobenie spektrálnej šírky tohto filtra na asi 10 nm umožňuje detekciu čo najväčšieho množstva svetla z nebeských objektov, keď je emitované v spektrálnej línii zodpovedajúcej filtru, pričom sa minimalizuje nepriaznivý vplyv emisie z oblohy.
Inými slovami, s maximálnym množstvom svetla zozbieraného zo vzdialených objektov a minimálnym rušivým svetlom z pozemskej atmosféry sú šance na detekciu týchto vzdialených objektov optimálne. Astronómovia hovoria o „maximalizovaní kontrastu“ objektov vykazujúcich emisné čiary pri tejto vlnovej dĺžke.
Vyhľadávací program CFHT
Na základe uvedených skutočností medzinárodný tím astronómov [2] nainštaloval úzkopásmový optický filter so strednou vlnovou dĺžkou blízkou infračervenému žiareniu 920 nm na prístroji CFH12K v kanále Kanada - Francúzsko - Havaj na Mauna Kea (Havaj, USA). hľadať extrémne vzdialené galaxie. CFH12K je fotoaparát so širokouhlým poľom, ktorý sa používa v hlavnom ohnisku CFHT, a poskytuje zorné pole cca. 30 x 40 arcmin2, o niečo väčší ako mesiac v splne [5].
Na základe porovnania snímok toho istého neba, ktoré boli zachytené rôznymi filtrami, boli astronómovia schopní identifikovať objekty, ktoré sa javia porovnateľne „jasné“ na obrázku NB920 a „slabé“ (alebo dokonca nie sú viditeľné) na zodpovedajúcich obrázkoch získaných prostredníctvom iných filtrov. , Pozoruhodný príklad je uvedený v PR Photo 13b / 03 - objekt v strede je dobre viditeľný na obrázku 920nm, ale na ostatných obrázkoch vôbec nie.
Najpravdepodobnejším vysvetlením pre objekt s takouto neobvyklou farbou je to, že ide o veľmi vzdialenú galaxiu, pre ktorú je pozorovaná vlnová dĺžka silnej emisnej línie Lyman-alfa blízka 920 nm v dôsledku červeného posunu. Akékoľvek svetlo emitované galaxiou pri vlnových dĺžkach kratších ako Lyman-alfa je silne absorbované zasahovaním medzihviezdneho a medzigalaktického plynného vodíka; To je dôvod, prečo objekt nie je viditeľný vo všetkých ostatných filtroch.
VLT spektrum
Aby sme sa naučili pravú podstatu tohto objektu, je potrebné vykonať spektroskopické sledovanie sledovaním jeho spektra. Toto sa uskutočnilo pomocou multimódového prístroja FORS 2 na 8,2 m ďalekohľade VLT YEPUN na observatóriu ESO Paranal. Toto zariadenie poskytuje perfektnú kombináciu mierneho spektrálneho rozlíšenia a vysokej citlivosti v červenej farbe pre tento druh veľmi náročného pozorovania. Výsledné (slabé) spektrum je uvedené v PR Photo 13c / 03.
PR Photo 13d / 03 ukazuje sledovanie konečného („vyčisteného“) spektra objektu po extrakcii z obrázka zobrazeného na PR Photo 13c / 03. Jedno široké emisné vedenie je jasne detekované (vľavo od stredu; zväčšené vo vložke). Je asymetrický a je stlačený na svojej modrej (ľavej) strane. Toto, v kombinácii so skutočnosťou, že naľavo od čiary nie je detekované žiadne kontinuálne svetlo, je jasný spektrálny podpis línie Lyman-alfa: fotóny „modrejšie“ ako Lyman-alfa sú silne absorbované plynom prítomným v samotnej galaxii. a v medzigalaktickom médiu pozdĺž priamky videnia medzi Zemou a objektom.
Spektroskopické pozorovania teda umožnili astronómom jednoznačne identifikovať túto líniu ako Lyman-alfa, a preto potvrdiť veľkú vzdialenosť (vysoký červený posun) tohto konkrétneho objektu. Nameraný červený posun je 6,17, čo robí tento objekt jednou z najvzdialenejších detekovaných galaxií. Získala označenie „z6VDF J022803-041618“ - prvá časť tohto trochu nepraktického mena sa týka prieskumu a druhá označuje pozíciu tejto galaxie na oblohe.
Starlight v ranom vesmíre
Tieto pozorovania však neprišli bez prekvapenia! Astronómovia dúfali (a očakávali), že v strede spektrálneho okna 920 nm detegujú líniu Lymana-alfa z objektu. Zatiaľ čo sa však našla línia Lyman-alfa, bola umiestnená na trochu kratšej vlnovej dĺžke.
To teda nebola emisia Lymana-alfa, ktorá spôsobila, že táto galaxia bola „jasná“ v úzkopásmovom obrázku (NB920), ale emisia „kontinua“ pri vlnových dĺžkach dlhších ako žiarenie Lymana-alfa. Toto žiarenie je veľmi slabo viditeľné ako horizontálna difúzna čiara v PR Photo 13c / 03.
Jedným dôsledkom je, že nameraný červený posun 6,17 je nižší ako pôvodne predpokladaný červený posun asi 6,5. Ďalšou možnosťou je, že z6VDF J022803-041618 bol detegovaný svetlom z jeho mohutných hviezd („kontinuum“) a nie emisiou z plynného vodíka (lýmska línia alfa).
Tento zaujímavý záver je zvlášť zaujímavý, pretože ukazuje, že v zásade je možné detegovať galaxie v tejto obrovskej vzdialenosti bez toho, aby sme sa museli spoliehať na emisnú líniu Lymana-alfa, ktorá nemusí byť vždy prítomná v spektrách vzdialených galaxií. To poskytne astronómom kompletnejší obraz populácie galaxií v ranom vesmíre.
Navyše pozorovanie čoraz väčšieho počtu týchto vzdialených galaxií pomôže lepšie pochopiť ionizačný stav vesmíru v tomto veku: ultrafialové svetlo emitované týmito galaxiami by nás nemalo dosiahnuť v „neutrálnom“ vesmíre, tj skôr, ako dôjde k reionizácii. , Lov ďalších takýchto galaxií teraz objasňuje, ako k prechodu od temného veku!
Pôvodný zdroj: ESO News Release
