Kujutise krediit: ESO
Hawaiil asuv astronoomide meeskond on avastanud 12,8 miljardi valgusaasta kaugusel asuva kauge galaktika, mis näitab meile, milline nägi Universum välja, kui see oli kõigest 900 miljonit aastat vana. Nad leidsid galaktika Kanada-Prantsusmaa-Hawaii teleskoobi külge paigaldatud spetsiaalse kaamera abil, mis otsib kaugeid objekte väga spetsiifilises valguse sageduses. Selle Cetuse tähtkujus otse Mira tähe lähedal asuva galaktika paljastamise teel on meeskond välja töötanud uue metoodika kaugete objektide avastamiseks, mis peaks tulevastel vaatlejatel aitama veelgi kaugemale minevikku vaadata.
Täiustatud teleskoopide ja instrumentide abil on võimalikud äärmiselt kaugete ja nõrkade galaktikate vaatlused, mis olid alles hiljuti astronoomide unistused.
Ühe sellise objekti leidis astronoomide meeskond [2] laiuväljakaameraga, mis oli paigaldatud Kanada-Prantsusmaa-Hawaii teleskoobi juurde Mauna Keas (Hawaii, USA) äärmiselt kaugete galaktikate otsimise ajal. Selle nimega „z6VDF J022803-041618” tuvastati see ebatavalise värvi tõttu, kuna see oli nähtav ainult piltidel, mis on saadud kitsast lähi-infrapunakiirguse riba valgust eraldava spetsiaalse optilise filtri kaudu.
Selle objekti jälgimisspekter FORS2 mitme režiimiga instrumendiga ESO väga suure teleskoobiga (VLT) kinnitas, et tegemist on väga kauge galaktikaga (punanihke on 6,17 [3]). Seda nähakse nii, nagu see oli siis, kui universum oli vaid umbes 900 miljonit aastat vana.
z6VDF J022803-041618 on üks kaugemaid galaktikaid, mille spektrid on seni saadud. Huvitav on see, et see avastati selle massiivsete tähtede kiirgava valguse tõttu ja mitte vesiniku gaasi eraldumise tõttu, nagu algselt arvati.
Varase universumi lühike ajalugu
Enamik teadlasi on üksmeelel selles, et Universum tekkis Suure paugu kuumast ja äärmiselt tihedast algseisundist. Viimased tähelepanekud näitavad, et see ülioluline sündmus leidis aset umbes 13 700 miljonit aastat tagasi.
Esimeste minutite jooksul toodeti tohutul hulgal prootoneid ja neutroneid sisaldavaid vesiniku- ja heeliumituumasid. Seal oli ka palju vabu elektrone ja järgneva ajajärgu jooksul olid arvukad footonid neist ja aatomituumadest laiali. Selles etapis oli Universum täiesti läbipaistmatu.
Pärast umbes 100 000 aastat oli Universum jahtunud mõne tuhande kraadini ja tuumad ja elektronid aatomite moodustamiseks. Seejärel ei olnud footonid neist enam hajutatud ja Universum muutus järsku läbipaistvaks. Kosmoloogid nimetavad seda hetke “rekombinatsiooni ajastuks”. Mikrolaine taustkiirgus, mida nüüd vaatleme kõigist suundadest, kujutab universumi suure ühtluse seisundit sellel kaugel ajastul.
Järgmises faasis liikusid ürgsed aatomid - millest enam kui 99% olid vesinikud ja heelium - koos ja hakkasid moodustama tohutuid pilvi, millest hiljem tekkisid tähed ja galaktikad. Tähtede esimene põlvkond ja veidi hiljem ka esimesed galaktikad ja kvaasarid [4] tekitasid intensiivset ultraviolettkiirgust. See kiirgus ei liikunud aga kuigi kaugele, hoolimata asjaolust, et Universum oli juba tükk aega tagasi läbipaistvaks muutunud. Selle põhjuseks on asjaolu, et vesinikuaatomid neelaksid koheselt ultraviolettkiirguse (lühilainepikkused) footonid, “koputades” elektrone nendest aatomitest, samas kui pikema lainepikkusega footonid võiksid liikuda kaugemale. Galateeruv gaas muutus seega ioniseerivate allikate ümber püsivalt kasvavates sfäärides taas ioniseerituks.
Mingil hetkel olid need sfäärid muutunud nii suureks, et kattusid täielikult; seda nimetatakse "taasioniseerimise ajastuks". Kuni selle ajani neelasid aatomid ultraviolettkiirgust, kuid nüüd muutus ka Universum selle kiirguse suhtes läbipaistvaks. Kui varem ei saanud nende esimeste tähtede ja galaktikate ultraviolettvalgust suurtest vahemaadest näha, siis nüüd näis universum äkki olevat eredaid objekte täis. Just sel põhjusel nimetatakse rekombinatsiooni ja uuesti ioniseerimise ajastute vahelist intervalli „pimedaks ajastuks”.
Millal lõppes “Pimedus”?
Reioniseerimise täpne ajajärk on astronoomide seas aktiivse arutelu objekt, kuid maa- ja kosmosevaatluste hiljutised tulemused näitavad, et “Pimeduse ajastud” kestis paarsada miljonit aastat. Nüüd on käimas mitmesugused uurimisprogrammid, mis püüavad paremini kindlaks teha, millal need varased sündmused aset leidsid. Selleks on vaja leida ja üksikasjalikult uurida kõige varasemaid ja seega ka kõige kaugemaid objekte Universumis - ja see on väga nõudlik vaatluspüüd.
Valgust timmib kauguse ruut ja mida kaugemale vaatame ruumis objekti jälgimiseks - ja mida kaugemal seda aega hiljem näeme - seda nõrgem see ilmub. Samal ajal nihkub selle hämar valgus spektri punase piirkonna suunas Universumi laienemise tõttu - mida suurem on vahemaa, seda suurem on täheldatud punanihke [3].
Lyman-alfa emissiooniliin
Maapealsete teleskoopide abil saavutatakse kõige nõrgemad avastamispiirid vaatluste kaudu spektri nähtavates osades. Seetõttu on väga kaugel asuvate objektide tuvastamiseks vaja jälgida ultraviolettkiirguse signaale, mis on punaselt nihutatud nähtavale alale. Tavaliselt kasutavad astronoomid selleks punaseks nihutatud Lyman-alfa spektri emissioonijoont puhkelainepikkusega 121,6 nm; see vastab footonitele, mida eraldavad vesinikuaatomid, kui nad erutuvad olekud põhiolekuks.
Seetõttu on üks ilmsemaid viise kaugeimate galaktikate otsimiseks Lyman-alfa emissiooni otsimine võimalikult punase (pikima) lainepikkusega. Mida pikem on vaadeldava Lyman-alfa joone lainepikkus, seda suurem on punane nihe ja vahemaa ning seda varasem on epohh, mil näeme galaktikat ja mida lähemale jõuame hetkele, mis tähistas „Pimedate ajastute“ lõppu ”.
Astronoomiainstrumentides (aga ka digitaalsetes digitaalkaamerates) kasutatavad CCD-detektorid on tundlikud valguse suhtes, mille lainepikkus on umbes 1000 nm (1? M), st väga infrapuna-spektri piirkonnas, punasest valgust kaugemal, mis võimalik Inimsilm võib seda tajuda umbes 700–750 nm juures.
Hele infrapuna-öine taevas
Sellise töö puhul on siiski veel üks probleem. Kaugetest galaktikatest pärineva nõrga Lyman-alfa emissiooni otsimist teeb keeruliseks asjaolu, et maapealne atmosfäär - mille kaudu peavad kõik maapealsed teleskoobid välja nägema - kiirgab ka valgust. See on eriti nii spektri punases ja infrapunakiirguses, kus sajad diskreetsed emissioonijooned pärinevad hüdroksüülmolekulist (OH radikaal), mis asub maapealses atmosfääris umbes 80 km kõrgusel (vt PR-foto 13a / 03).
See tugev emissioon, mida astronoomid nimetavad “taeva taustaks”, vastutab nõrkuse piiri eest, mille ulatuses taevaobjekte saab maapealsete teleskoopide abil tuvastada ligipääsmatu infrapuna lainepikkusele. Õnneks on olemas madala OH-fooni spektraalintervallid, kus need emissioonijooned on palju hõredamad, võimaldades seega maapinna vaatluste põhjal väiksemat tuvastuspiiri. PR Photo 13a / 03-s on lainepikkuste 820 ja 920 nm lähedal näha kahte sellist tumeda taeva akent.
Neid aspekte arvesse võttes on paljutõotav viis kõige kaugemate galaktikate tõhusaks otsimiseks seetõttu jälgida lainepikkustel 920 nm lähedal kitsaribalise optilise filtri abil. Selle filtri spektraallaiuse kohandamine umbes 10 nm-ni võimaldab tuvastada võimalikult palju taevaobjektide valgust, kui see eraldub filtrile sobival spektraaljoonel, minimeerides samal ajal taeva emissiooni kahjulikku mõju.
Teisisõnu, maksimaalselt kaugetest objektidest kogutud valguse ja maapealsest atmosfäärist võimalikult vähe häiriva valgusega on nende kaugemate objektide avastamise võimalused optimaalsed. Astronoomid räägivad sellel lainepikkusel heitejooni näitavate objektide “kontrastsuse maksimeerimisest”.
CFHT otsinguprogramm
Ülaltoodud kaalutlustele tuginedes paigaldas rahvusvaheline astronoomide meeskond [2] Kanada-Prantsusmaa-Hawaii teleskoobi Mauna Kea (Hawaii, USA) CFH12K-seadmesse CFH12K-le kitsasriba optilise filtri, mille keskpunkt oli infrapunakiirguse lainepikkus 920 nm. otsida äärmiselt kaugeid galaktikaid. CFH12K on CFHT põhifookuses kasutatav lainurkkaamera, mis pakub vaatevälja umbes. 30 x 40 arcmin2, mõnevõrra suurem kui täiskuu [5].
Erinevate filtrite kaudu tehtud sama taevavälja piltide võrdlemisel suutsid astronoomid tuvastada objekte, mis NB920 pildil on suhteliselt heledad ja teiste filtrite kaudu saadud piltide puhul nõrgad (või isegi mitte nähtavad). . Ilmekas näide on näidatud PR Photo 13b / 03-is - keskel olev objekt on 920 nm pilti hästi nähtav, kuid teiste piltide puhul üldse mitte.
Sellise ebahariliku värviga objekti kõige tõenäolisem seletus on see, et tegemist on väga kauge galaktikaga, mille tugeva Lyman-alfa emissiooniliini vaadeldav lainepikkus on punanihke tõttu 920 nm lähedal. Lyman-alfast lühematel lainepikkustel galaktika poolt kiirgatav valgus neelab tugevalt tähtedevahelise ja galaktikavahelise vesiniku gaasi; see on põhjus, et objekt pole kõigis teistes filtrites nähtav.
VLT spekter
Selle objekti tõelise olemuse õppimiseks on vaja läbi viia spektroskoopiline jälgimine, jälgides selle spektrit. See saavutati FORS 2 mitme režiimiga instrumendiga ESO Paranali observatooriumi 8,2 m pikkuse VLT YEPUN teleskoobiga. See seade pakub täiuslikku kombinatsiooni mõõduka spektraalresolutsiooniga ja suure punase tundlikkusega sedalaadi väga nõudlike vaatluste jaoks. Saadud (nõrk) spekter on näidatud PR fotol 13c / 03.
PR Foto 13d / 03 näitab objekti lõpliku (“puhastatud”) spektri jälgimist pärast ekstraheerimist PR fotol 13c / 03 näidatud pildilt. Selgelt on tuvastatud üks lai emissiooniliin (keskelt vasakule; sisestusosa suurendatud). See on asümmeetriline, surudes selle sinisele (vasakule) küljele. See koos asjaoluga, et joonest vasakul ei tuvastata pidevat valgust, on Lyman-alfa joone spektraalne allkiri selge: Lyman-alfa-sinisemad footonid neelavad galaktikas endas tugevalt gaasi , ning galaktikatevahelises keskkonnas piki Maa ja objekti vahelist vaatepilti.
Seetõttu võimaldasid spektroskoopilised vaatlused astronoomidel tuvastada see joon Lyman-alfaga üheselt ja kinnitada seetõttu selle konkreetse objekti suurt vahemaad (suurt punanihket). Mõõdetud punanihk on 6.17, mis teeb sellest objektist kaugeima galaktika, mida eales avastatud. See sai tähise “z6VDF J022803-041618” - selle pisut kohmaka nime esimene osa viitab vaatlusele ja teine tähistab selle galaktika asukohta taevas.
Tähevalgus varajases universumis
Need tähelepanekud ei tulnud siiski üllatuseta! Astronoomid olid lootnud (ja eeldasid), et tuvastavad Lyman-alfa joone objektist 920 nm spektriakna keskpunktis. Kuigi Lyman-alfa joon leiti, paigutati see mõnevõrra lühemale lainepikkusele.
Seega ei põhjustanud galaktika kitsasriba (NB920) kujutises eredat mitte Lyman-alfa emissioon, vaid Lyman-alfa omadest pikematel lainepikkustel tekkiv pidevemissioon. See kiirgus on PR-fotol 13c / 03 horisontaalse hajusjoonena väga halvasti nähtav.
Üks tagajärg on see, et mõõdetud punanihke 6,17 on madalam kui algselt ennustatud punanihk - umbes 6,5. Teine asi on see, et z6VDF J022803-041618 tuvastati valguse poolt selle massiivsetest tähtedest („kontinuum”), mitte aga vesiniku gaasi eraldumisel (Lyman-alfa liin).
See huvitav järeldus pakub erilist huvi, kuna see näitab, et põhimõtteliselt on võimalik selle tohutu vahemaa tagant galaktikaid tuvastada, ilma et peaksite toetuma Lyman-alfa emissioonijoonele, mis kaugete galaktikate spektrites alati ei pruugi esineda. See annab astronoomidele täieliku pildi varase universumi galaktikate populatsioonist.
Pealegi aitab üha enam nende kaugete galaktikate vaatlemine paremini mõista selles vanuses Universumi ionisatsiooniseisundit: nende galaktikate kiirgatav ultraviolettvalgus ei tohiks meieni jõuda „neutraalses“ universumis, st enne, kui uuesti ioniseerumine aset leidis . Nüüd on jahti rohkemate selliste galaktikate järele, et selgitada, kuidas toimus üleminek pimeduseajast!
Algne allikas: ESO pressiteade
