Obrazový kredit: ESO
Tým astronomů se sídlem na Havaji objevil vzdálenou galaxii vzdálenou 12,8 miliard světelných let, která nám ukazuje, jak vypadal vesmír, když mu bylo pouhých 900 milionů let. Našli galaxii pomocí speciální kamery nainstalované na dalekohledu Kanada-Francie-Havaj, která hledá vzdálené objekty ve velmi specifické frekvenci světla. Tím, že odhalil tuto galaxii, umístil v souhvězdí Cetus, hned vedle hvězdy Mira, tým vyvinul novou metodologii pro objevování vzdálených objektů, které by měly pomoci budoucím pozorovatelům podívat se ještě dále do minulosti.
Díky vylepšeným dalekohledům a nástrojům je možné pozorovat extrémně vzdálené a slabé galaxie, které byly donedávna sny astronomů.
Jeden takový objekt byl nalezen týmem astronomů [2] s širokoúhlou kamerou instalovanou v dalekohledu Kanada-Francie-Havaj v Mauna Kea (Havaj, USA) při hledání extrémně vzdálených galaxií. Byl označen jako „z6VDF J022803-041618“ a byl detekován kvůli své neobvyklé barvě, protože byl viditelný pouze na obrazech získaných pomocí speciálního optického filtru izolujícího světlo v úzkém blízkém infračerveném pásmu.
Sledovací spektrum tohoto objektu pomocí multimódového přístroje FORS2 na ESO Very Large Telescope (VLT) potvrdilo, že se jedná o velmi vzdálenou galaxii (červený posun je 6,17 [3]). Je to vidět, jak to bylo, když byl vesmír jen asi 900 milionů let starý.
z6VDF J022803-041618 je jednou z nejvzdálenějších galaxií, pro která byla spektra dosud získána. Zajímavé je, že bylo objeveno kvůli světlu vyzařovanému jeho hmotnými hvězdami a ne, jak se původně očekávalo, z emisí plynným vodíkem.
Stručná historie raného vesmíru
Většina vědců souhlasí s tím, že vesmír vycházel z horkého a extrémně hustého počátečního stavu ve Velkém třesku. Poslední pozorování naznačují, že tato zásadní událost se odehrála přibližně před 13 700 miliony let.
Během několika prvních minut se vytvořilo obrovské množství jader vodíku a helia s protony a neutrony. Bylo tam také spousta volných elektronů a během následující epochy bylo od nich a atomových jader rozptýleno mnoho fotonů. V této fázi byl vesmír zcela neprůhledný.
Po asi 100 000 letech se vesmír ochladil na několik tisíc stupňů a jádra a elektrony se nyní spojily za vzniku atomů. Fotony od nich již nebyly rozptýleny a vesmír se náhle stal průhledným. Kosmologové označují tento okamžik jako „rekombinační epochu“. Mikrovlné pozadí, které nyní pozorujeme ze všech směrů, zobrazuje stav velké uniformity ve vesmíru v této vzdálené epochě.
V další fázi se pravěké atomy - z nichž více než 99% tvořilo vodík a helium - pohybovaly společně a začaly vytvářet obrovské mraky, z nichž se později objevily hvězdy a galaxie. První generace hvězd a poněkud později první galaxie a kvazary [4] produkovala intenzivní ultrafialové záření. Toto záření však necestovalo příliš daleko, navzdory skutečnosti, že vesmír se stal průhledným už dávno. Důvodem je to, že ultrafialové (krátké vlnové délky) fotony by byly okamžitě absorbovány atomy vodíku a „srazily“ elektrony z těchto atomů, zatímco fotony s delší vlnovou délkou by mohly cestovat mnohem dále. Mezigalaktický plyn se tak opět stal ionizovaným v neustále rostoucí sféře kolem ionizačních zdrojů.
V určitém okamžiku se tyto koule staly tak velkými, že se úplně překrývaly; toto se nazývá „epocha reionizace“. Do té doby byly atomy absorbovány ultrafialovým zářením, ale vesmír se nyní také stal průhledným pro toto záření. Dříve nebylo ultrafialové světlo z těchto prvních hvězd a galaxií vidět na velké vzdálenosti, ale nyní se vesmír najednou zdálo být plný jasných objektů. Z tohoto důvodu je časový interval mezi epochami „rekombinace“ a „reionizace“ označován jako „temný věk“.
Kdy byl konec „temného věku“?
Přesná epocha reionizace je předmětem aktivní debaty mezi astronomy, ale nedávné výsledky pozorování země a vesmíru naznačují, že „temný věk“ trval několik set milionů milionů let. Nyní probíhají různé výzkumné programy, které se pokoušejí lépe určit, kdy k těmto časným událostem došlo. K tomu je nutné najít a podrobně prostudovat nejstarší a odtud nejvzdálenější objekty ve vesmíru - a to je velmi náročné pozorovací úsilí.
Světlo je tlumeno druhou mocninou vzdálenosti a čím dál se díváme do vesmíru, abychom pozorovali předmět - a tedy čím dál zpět v čase to vidíme -, tím slabší je. Současně je jeho tlumené světlo posunuto směrem k červené oblasti spektra díky expanzi vesmíru - čím větší je vzdálenost, tím větší je pozorovaný červený posun [3].
Lyman-alfa emisní linka
U pozemních dalekohledů jsou nejmenší detekční limity dosaženy pozorováním ve viditelné části spektra. Detekce velmi vzdálených objektů proto vyžaduje pozorování ultrafialových spektrálních podpisů, které byly redshifted do viditelné oblasti. Za normálních okolností astronomové používají pro tento účel radarovou emisní linii s redshifted Lyman-alfa s klidovou vlnovou délkou 121,6 nm; odpovídá fotonům emitovaným atomy vodíku, když se změní ze vzrušeného stavu na svůj základní stav.
Jedním zřejmým způsobem, jak hledat nejvzdálenější galaxie, je proto hledat emisi Lyman-alfa na nejčervenějších (nejdelších) vlnových délkách. Čím delší je vlnová délka pozorované linie Lyman-alfa, tím větší je červený posun a vzdálenost a čím dříve je epocha, ve které vidíme galaxii, a čím blíže se dostáváme k okamžiku, který označil konec „temného věku“ “.
CCD-detektory používané v astronomických přístrojích (stejně jako v komerčních digitálních fotoaparátech) jsou citlivé na světlo s vlnovými délkami do asi 1000 nm (1? M), tj. Ve velmi blízké infračervené spektrální oblasti, za nejčervenějším světlem, které může být vnímáno lidským okem při asi 700-750 nm.
Jasná noční infračervená obloha
Pro tento druh práce však existuje další problém. Hledání slabé emise Lyman-alfa ze vzdálených galaxií je komplikováno skutečností, že pozemská atmosféra - skrze kterou musí vypadat všechny pozemní dalekohledy - také vyzařuje světlo. Je tomu tak zejména v červené a blízké infračervené části spektra, kde stovky diskrétních emisních čar pocházejí z hydroxylové molekuly (OH radikál), která je přítomna v horní terestrické atmosféře v nadmořské výšce asi 80 km (viz PR Photo 13a / 03).
Tato silná emise, kterou astronomové označují jako „nebe na pozadí“, je odpovědná za meze slabosti, při které mohou být nebeské objekty detekovány pozemními dalekohledy při vlnových délkách blízkých infračervenému záření. Naštěstí však existují spektrální intervaly „nízkého OH-pozadí“, kde jsou tyto emisní čáry mnohem slabší, což umožňuje detekci slabšího stavu při pozemních pozorováních. Dvě taková „okna temné oblohy“ jsou patrná na PR Photo 13a / 03 v blízkosti vlnových délek 820 a 920 nm.
S ohledem na tyto aspekty je tedy slibným způsobem, jak efektivně hledat nejvzdálenější galaxie, pozorovat na vlnových délkách blízkých 920 nm pomocí úzkopásmového optického filtru. Přizpůsobení spektrální šířky tohoto filtru na přibližně 10 nm umožňuje detekci co největšího množství světla z nebeských objektů, když je emitováno ve spektrální linii odpovídající filtru, přičemž se minimalizuje nepříznivý vliv emise oblohy.
Jinými slovy, s maximem světla sebraného ze vzdálených objektů a minimem rušivého světla z pozemské atmosféry jsou šance na detekci těchto vzdálených objektů optimální. Astronomové hovoří o „maximalizaci kontrastu“ objektů vykazujících emisní čáry na této vlnové délce.
Vyhledávací program CFHT
Na základě výše uvedených skutečností mezinárodní tým astronomů [2] nainstaloval úzkopásmový optický filtr se středem v blízké infračervené vlnové délce 920 nm na přístroji CFH12K v dalekohledu Kanada-Francie-Havaj na Mauna Kea (Havaj, USA). hledat extrémně vzdálené galaxie. CFH12K je širokoúhlá kamera používaná v hlavním zaměření CFHT, poskytující zorné pole cca. 30 x 40 arcmin2, poněkud větší než úplněk [5].
Srovnáváním snímků stejného nebeského pole pořízených různými filtry astronomové dokázali identifikovat objekty, které se na snímku NB920 objevují poměrně „světlé“ a „slabé“ (nebo dokonce nejsou viditelné) na odpovídajících obrazech získaných prostřednictvím jiných filtrů. . Pozoruhodný příklad je zobrazen v PR Photo 13b / 03 - objekt ve středu je dobře viditelný na obrázku 920nm, ale ne na ostatních obrazech vůbec.
Nejpravděpodobnějším vysvětlením pro objekt s tak neobvyklou barvou je to, že se jedná o velmi vzdálenou galaxii, u které je pozorovaná vlnová délka silné Lyman-alfa emisní linie v důsledku červeného posunu blízko 920 nm. Jakékoli světlo vyzařované galaxií při vlnových délkách kratších než Lyman-alfa je silně absorbováno intervenováním mezihvězdného a mezigalaktického vodíku; To je důvod, proč objekt není viditelný ve všech ostatních filtrech.
Spektrum VLT
Abychom se dozvěděli pravou podstatu tohoto objektu, je nutné provést spektroskopické sledování pozorováním jeho spektra. Toho bylo dosaženo pomocí multimódového přístroje FORS 2 na dalekohledu VLT YEPUN 8,2 m na observatoře ESO Paranal. Toto zařízení poskytuje perfektní kombinaci mírného spektrálního rozlišení a vysoké citlivosti v červené barvě pro tento druh velmi náročného pozorování. Výsledné (slabé) spektrum je uvedeno v PR Photo 13c / 03.
PR Photo 13d / 03 ukazuje trasování konečného („vyčištěného“) spektra objektu po extrakci z obrázku zobrazeného v PR Photo 13c / 03. Jedno široké emisní vedení je jasně detekováno (nalevo od středu; zvětšeno ve vložce). Je asymetrický a je stlačen na své modré (levé) straně. Toto, v kombinaci se skutečností, že na levé straně čáry není detekováno žádné kontinuální světlo, je jasný spektrální podpis linie Lyman-alfa: fotony „modřejší“ než Lyman-alfa jsou silně absorbovány plynem přítomným v samotné galaxii. a v mezigalaktickém médiu podél přímky vidění mezi Zemí a předmětem.
Spektroskopická pozorování tedy umožnila astronomům jednoznačně identifikovat tuto linii jako Lyman-alfa, a proto potvrdit velkou vzdálenost (vysoký červený posun) tohoto konkrétního objektu. Naměřený červený posun je 6,17, což činí tento objekt jednou z nejvzdálenějších detekovaných galaxií. Obdržel označení „z6VDF J022803-041618“ - první část tohoto poněkud nepříjemného názvu se týká průzkumu a druhá označuje polohu této galaxie na obloze.
Hvězdné světlo v raném vesmíru
Tato pozorování však nepřinesla překvapení! Astronomové doufali (a očekávali), že detekují linii Lyman-alfa z objektu ve středu spektrálního okna 920 nm. Avšak zatímco byla nalezena linie Lyman-alfa, byla umístěna na poněkud kratší vlnové délce.
Tedy to nebyla emise Lyman-alfa, která způsobila, že tato galaxie byla „jasná“ v obrazu úzkopásmového (NB920), ale emise „kontinua“ na vlnových délkách delší než u Lyman-alfa. Toto záření je velmi slabě viditelné jako vodorovná rozptýlená čára v PR Photo 13c / 03.
Jedním důsledkem je, že změřený červený posun 6,17 je nižší než původně předpokládaný červený posun asi 6,5. Další je to, že z6VDF J022803-041618 byl detekován světlem z jeho hmotných hvězd („kontinuum“) a nikoli emisemi z vodíku (Lyman-alfa linie).
Tento zajímavý závěr je obzvláště zajímavý, protože ukazuje, že je v zásadě možné detekovat galaxie v této obrovské vzdálenosti, aniž by bylo nutné spoléhat se na emisní linii Lyman-alfa, která nemusí být vždy přítomna ve spektrech vzdálených galaxií. To poskytne astronomům ucelenější obraz populace galaxií v časném vesmíru.
Navíc pozorování stále více těchto vzdálených galaxií pomůže lépe porozumět ionizačnímu stavu vesmíru v tomto věku: ultrafialové světlo emitované těmito galaxiemi by se nemělo dostat k nám v „neutrálním“ vesmíru, tj. Dříve, než dojde k reionizaci . Hledání dalších takových galaxií nyní objasňuje, jak k přechodu z temného věku došlo!
Původní zdroj: ESO News Release
