Meie jaoks on süsiniku baasil olevate eluvormide jaoks süsinik üsna oluline osa Universumi keemilisest koostisest. Kui palju hiljem? Üllatava avastuse kohaselt on teadlased tuvastanud süsiniku universumi ajaloos palju varem, kui seni arvati.
Ehime ülikooli ja Kyoto ülikooli teadlased on teatanud süsiniku emissiooniliinide tuvastamisest kõige kaugemas teadaolevas raadiogalaktikas. Uurimisrühm kasutas Subaru teleskoobil olevat nõrga objekti kaamerat ja spektrograafi (FOCAS) raadiogaktika TN J0924-2201 vaatlemiseks. Kui uurimisrühm avastas tuvastatud süsinikujoont, leidsid nad, et vähem kui miljard aastat pärast Suurt Pauku olid olemas märkimisväärsed süsiniku kogused.
Kuidas aitab see leid meie arusaamale universumi keemilisest arengust ja eluvõimalustest?
Meie universumi keemilise arengu mõistmiseks võime alustada Suurest Paugust. Suure Paugu teooria kohaselt tekkis meie universum eksisteerimiseks umbes 13,7 miljardit aastat tagasi. Enamasti eksisteerisid ainult vesinik ja heelium (ja liitium).
Niisiis, kuidas me lõpuks jõuame kõik perioodilise tabeli kolmest esimesest elemendist mööda?
Lihtsamalt öeldes võime tänada eelnevaid staaride põlvkondi. Kaks nukleosüteesi (elementide loomise) meetodit universumis on tuumasünteesi kaudu tähetuumades ja supernoovad, mis tähistasid paljude universumi tähtede lõppu.
Aja jooksul, mitme põlvkonna tähtede sünni ja surma kaudu, muutus meie universum vähem „metallivaeseks” (Märkus: paljud astronoomid nimetavad vesinikust ja heeliumist metalle ”.). Kuna varasemate tähtede põlvkonnad surid, "rikastasid" nad teisi kosmosepiirkondi, võimaldades tulevastel tähte moodustavatel piirkondadel luua tingimused, mis on vajalikud tähtedeta objektide moodustamiseks, näiteks planeedid, asteroidid ja komeedid. Arvatakse, et mõistes, kuidas universum lõi raskemaid elemente, saavad teadlased paremini aru, kuidas universum arenes, samuti meie süsinikupõhise keemia allikatest.
Kuidas astronoomid uurivad meie universumi keemilist arengut?
Mõõtes erinevatel punastel nihketel astronoomiliste objektide metallilisust (elementide arvukus, mis on möödunud perioodilisel vesinikul vesiniku kohal), saavad uurijad sisuliselt tagasi pöörduda meie universumi ajaloo poole. Punaseks nihutatud galaktikatel on uuritud lainepikkusi, mis on meie universumi laienemise tõttu venitatud (ja punaseks värvitud, sellest tulenevalt ka punanihke mõiste). Suurema punanihke väärtusega galaktikad (tuntud kui z) asuvad ajas ja ruumis kaugemal ja pakuvad uurijatele teavet varajase universumi metallilisuse kohta. Paljud varased galaktikad on uuritud elektromagnetilise spektri raadioosas, aga ka infrapunas ja visuaalses osas.
Kyoto ülikooli uurimisrühm otsustas uurida raadiogalaktika metallisust suurema punanihkega kui varasemad uuringud. Varasemates uuringutes näitasid nende avastused, et suurenenud metallisuse peamine ajastu toimus suurema punanihke korral, mis viitab universumi rikastamisele palju varem, kui seni arvati. Varasemate leidude põhjal otsustas meeskond keskenduda oma uuringutes galaktikale TN J0924-2201 - kõige kaugemale raadiogalaktikale, mida tuntakse punanihkega z = 5,19.
Uurimisrühm kasutas galaktika TN J0924-2201 optilise spektri saamiseks Subaru teleskoobil seadet FOCAS. TN J0924-2201 uurides tuvastas töörühm esimest korda süsiniku emissiooniliini (vt eespool). Süsiniku emissiooniliini tuvastamise põhjal avastas meeskond, et TN J0924-2201 oli juba märkimisväärselt keemiliselt arenenud väärtusel z> 5, seega oli metallide arvukus antiikses universumis olemas juba 12,5 miljardit aastat tagasi.
Kui soovite lugeda meeskonna järeldusi, pääsete juurde paberile Keemilised omadused kõige kaugemas raadiogalaktikas - Matsuoka, et al aadressil: http://arxiv.org/abs/1107.5116
Allikas: NAOJ pressiteade
