Vaizdo kreditas: ESO
Havajuose įsikūrusi astronomų komanda atrado nuo 12,8 milijardo šviesmečių esančią tolimąją galaktiką, kuri parodo mums, kaip visata atrodė, kai jai buvo tik 900 milijonų metų. Jie rado galaktiką naudodami specialų fotoaparatą, įmontuotą ant Kanados, Prancūzijos ir Havajų teleskopo, kuris ieško tolimų objektų labai specifiniu šviesos dažniu. Aptikusi šią galaktiką, esančią Cetus žvaigždyne, netoli žvaigždės Mira, komanda sukūrė naują metodą tolimų objektų atradimui, kuris turėtų padėti būsimiems stebėtojams dar labiau pažvelgti į praeitį.
Dėl patobulintų teleskopų ir prietaisų tapo įmanoma pastebėti labai tolimas ir silpnas galaktikas, kurios iki šiol buvo svajonių astronomai.
Vieną tokių objektų rado astronomų komanda [2] su plataus lauko fotoaparatu, įrengtu prie Kanados, Prancūzijos ir Havajų teleskopo Mauna Kea (Havajai, JAV), ieškant labai tolimų galaktikų. Paskirtas „z6VDF J022803-041618“, jis buvo aptiktas dėl neįprastos spalvos, matomas tik vaizduose, gautuose naudojant specialų optinį filtrą, izoliuojantį šviesą siauroje artimojo infraraudonųjų spindulių juostoje.
Tolesnis šio objekto spektras naudojant FORS2 daugiarežimą instrumentą ESO labai dideliu teleskopu (VLT) patvirtino, kad tai yra labai tolima galaktika (raudonojo poslinkio reikšmė yra 6.17 [3]). Matoma, kaip buvo tada, kai Visatai buvo tik apie 900 milijonų metų.
„z6VDF J022803-041618“ yra viena iš labiausiai nutolusių galaktikų, kurių spektrai buvo gauti iki šiol. Įdomu tai, kad jis buvo atrastas dėl masyvių žvaigždžių skleidžiamos šviesos, o ne, kaip iš pradžių tikėtasi, dėl skleidžiamų vandenilio dujų.
Trumpa ankstyvosios Visatos istorija
Dauguma mokslininkų sutinka, kad Visata kilo iš karštos ir ypač tankios pradinės būsenos Didžiojo sprogimo metu. Naujausi pastebėjimai rodo, kad šis svarbus įvykis įvyko maždaug prieš 13 700 milijonų metų.
Per pirmąsias minutes buvo pagamintas didžiulis kiekis vandenilio ir helio branduolių su protonais ir neutronais. Taip pat buvo daug laisvųjų elektronų, o sekančia epocha iš jų ir atominių branduolių buvo išsklaidyta daugybė fotonų. Šiame etape Visata buvo visiškai nepermatoma.
Po maždaug 100 000 metų Visata buvo atvėsusi iki kelių tūkstančių laipsnių, o branduoliai ir elektronai dabar sujungti ir sudaryti atomus. Tada fotonai nebebuvo išsklaidyti nuo jų ir Visata staiga pasidarė skaidri. Kosmologai šį momentą vadina „rekombinacijos epocha“. Mikrobangų foninė spinduliuotė, kurią mes dabar stebime iš visų pusių, vaizduoja labai tolygios Visatos vienodumo būseną toje tolimoje epochoje.
Kitame etape pirmykščiai atomai - daugiau nei 99% jų sudarė vandenilis ir helis - judėjo kartu ir pradėjo formuotis didžiuliai debesys, iš kurių vėliau atsirado žvaigždės ir galaktikos. Pirmoji žvaigždžių karta ir šiek tiek vėliau pirmosios galaktikos ir kvazariai [4] skleidė intensyvią ultravioletinę spinduliuotę. Nepaisant to, kad Visata seniai tapo skaidri, vis dėlto ši spinduliuotė nebuvo labai toli. Taip yra todėl, kad ultravioletiniai (trumpojo bangos ilgio) fotonai būtų nedelsiant absorbuoti vandenilio atomų, „numušdami“ elektronus nuo tų atomų, o ilgesnės bangos ilgio fotonai galėtų keliauti daug toliau. Taigi tarpgalaktinės dujos vėl jonizuojasi stabiliai augančiose sferose aplink jonizuojančius šaltinius.
Tam tikru momentu šios sferos tapo tokios didelės, kad jos visiškai sutapo; tai vadinama „pakartotinio jonizacijos epocha“. Iki tol atomai absorbavo ultravioletinę spinduliuotę, tačiau dabar Visata taip pat tapo skaidri šios radiacijos atžvilgiu. Anksčiau tų pirmųjų žvaigždžių ir galaktikų ultravioletinės šviesos nebuvo galima pamatyti dideliais atstumais, tačiau dabar Visata staiga pasirodė pilna ryškių objektų. Būtent dėl šios priežasties laiko tarpas tarp „rekombinacijos“ ir „pakartotinės jonizacijos“ yra vadinamas „tamsiaisiais amžiais“.
Kada baigėsi „tamsieji amžiai“?
Tiksli reionizacijos epocha yra aktyvių diskusijų tarp astronomų tema, tačiau naujausi žemės ir kosmoso stebėjimų rezultatai rodo, kad „tamsieji amžiai“ truko kelis šimtus milijonų metų. Šiuo metu vykdomos įvairios tyrimų programos, kuriomis bandoma geriau nustatyti, kada įvyko šie ankstyvieji įvykiai. Tam reikia surasti ir išsamiai ištirti ankstyviausius, taigi ir tolimiausius Visatos objektus - ir tai labai reikalauja stebėjimo siekis.
Šviesą pritemdo atstumo kvadratas ir kuo toliau mes žiūrime į erdvę stebėdami objektą - ir kuo toliau, tuo labiau matome laiką, tuo silpnesnis jis atrodo. Tuo pat metu dėl Visatos išsiplėtimo jos silpnoji šviesa pasislenka į raudonąją spektro dalį - kuo didesnis atstumas, tuo didesnis stebimas raudonasis poslinkis [3].
Lymano alfa emisijos linija
Naudojant antžeminius teleskopus, mažiausios aptikimo ribos pasiekiamos stebint matomoje spektro dalyje. Todėl norint aptikti labai tolimus objektus, reikia stebėti ultravioletinių spindulių spektrinius ženklus, kurie buvo raudonai perkelti į matomą sritį. Paprastai astronomai tam naudoja raudonai perkeltą Lymano alfa spektrinės emisijos liniją, kurios poilsio bangos ilgis yra 121,6 nm; jis atitinka fotonus, kuriuos skleidžia vandenilio atomai, kai jie keičiasi iš sužadintos būsenos į pagrindinę būseną.
Taigi vienas aiškiausių būdų ieškoti tolimiausių galaktikų yra ieškoti Lymano alfa emisijos mažiausiu įmanomu bangos ilgiu. Kuo ilgesnis stebimos Lymano alfa linijos bangos ilgis, tuo didesnis yra raudonasis poslinkis ir atstumas, ir kuo anksčiau epochos, kai matome galaktiką ir kuo arčiau artėjame prie momento, kuris pažymėjo „Tamsiųjų amžių“ pabaigą “.
CCD detektoriai, naudojami astronomijos prietaisuose (taip pat ir komerciniuose skaitmeniniuose fotoaparatuose), yra jautrūs šviesai, kurios bangos ilgis yra iki maždaug 1000 nm (1? M), ty labai artimojo infraraudonojo spektro srityje, už raudoniausios šviesos, kuri gali Žmogaus akis suvokia esant maždaug 700–750 nm bangos ilgiui.
Ryškus artimas infraraudonųjų spindulių nakties dangus
Tačiau yra ir kita tokio pobūdžio darbo problema. Silpnos Lymano alfa emisijos iš tolimų galaktikų paiešką apsunkina tai, kad antžeminė atmosfera, pro kurią turi žiūrėti visi antžeminiai teleskopai, skleidžia šviesą. Tai ypač pasakytina raudonojoje ir beveik infraraudonųjų spindulių spektro dalyje, kur šimtai diskrečių spinduliuotės linijų kyla iš hidroksilo molekulės (OH radikalo), esančios viršutinėje sausumos atmosferoje maždaug 80 km aukštyje (žr. PR nuotrauką). 13a / 03).
Ši stipri spinduliuotė, kurią astronomai vadina „dangaus fonu“, yra atsakinga už silpnumo ribą, kur dangaus objektus galima aptikti antžeminiais teleskopais artimojo infraraudonųjų spindulių bangos ilgio metu. Tačiau laimei yra „žemo OH fono“ spektriniai intervalai, kai šios emisijos linijos yra daug silpnesnės, taigi žemės stebėjimai leidžia nustatyti silpnesnę aptikimo ribą. Du tokie „tamsaus dangaus langai“ pastebimi „PR Photo 13a / 03“ bangoje, esant 820 ir 920 nm bangos ilgiui.
Atsižvelgiant į šiuos aspektus, perspektyvus būdas efektyviausiai ieškoti tolimiausių galaktikų yra stebėjimas bangos ilgio artimoje 920 nm bangos ilgiui naudojant siauros juostos optinį filtrą. Pritaikius šio filtro spektrinį plotį maždaug 10 nm, galima aptikti kuo daugiau šviesos iš dangaus objektų, skleidžiamą spektrą atitinkančią filtrą, tuo pačiu sumažinant neigiamą dangaus sklidimo įtaką.
Kitaip tariant, turint kuo daugiau šviesos, surenkamos iš tolimų objektų, ir mažiausiai trikdančią šviesą iš antžeminės atmosferos, tikimybė aptikti tuos tolimus objektus yra optimali. Astronomai kalba apie objektų, kuriuose spinduliavimo linijos yra tokio bangos ilgio, „maksimalų kontrastą“.
CFHT paieškos programa
Remdamasi aukščiau pateiktais svarstymais, tarptautinė astronomų komanda [2] Kanados, Prancūzijos ir Havajų teleskopu ant Mauna Kea (Havajai, JAV) į CFH12K prietaisą įrengė siauros juostos optinį filtrą, kurio centre yra artimas infraraudonųjų spindulių bangos ilgis 920 nm. ieškoti labai tolimų galaktikų. „CFH12K“ yra plataus lauko kamera, naudojama pagrindiniame CFHT fokusavime, užtikrinanti apytikslį regėjimo lauką. 30 x 40 arcmin2, šiek tiek didesnis nei mėnulio mėnulis [5].
Palyginę to paties dangaus lauko vaizdus, nufotografuotus per skirtingus filtrus, astronomai sugebėjo atpažinti objektus, kurie NB920 vaizde atrodo palyginti „ryškūs“ ir „silpni“ (arba net nematomi) atitinkamuose vaizduose, gautuose naudojant kitus filtrus. . Ryškus pavyzdys parodytas „PR Photo 13b / 03“ - objektas centre yra gerai matomas 920 nm atvaizde, bet visai ne kituose vaizduose.
Labiausiai tikėtinas objektas, turintis tokią neįprastą spalvą, yra tai, kad tai labai tolima galaktika, kurios stipriosios Lymano alfa emisijos linijos bangos ilgis dėl raudonojo poslinkio yra artimas 920 nm. Bet kokią galaktikos skleidžiamą šviesą esant trumpesniems nei Lyman-alfa bangų ilgiams, stipriai sugeria įsiterpiančios tarpžvaigždinės ir tarpgalaktinės vandenilio dujos; tai yra priežastis, kad objektas nematomas visuose kituose filtruose.
VLT spektras
Norint sužinoti tikrąją šio objekto prigimtį, būtina atlikti spektroskopinį stebėjimą, stebint jo spektrą. Tai buvo atlikta naudojant FORS 2 daugiarežimą instrumentą 8,2 m ilgio VLT YEPUN teleskopu ESO Paranalinėje observatorijoje. Ši priemonė suteikia puikų vidutinio sunkumo spektrinės skiriamosios gebos ir didelio jautrumo raudonai derinį tokiam labai reikliam stebėjimui. Gautas (silpnas) spektras parodytas PR nuotraukoje 13c / 03.
„PR Photo 13d / 03“ parodo objekto galutinio („išvalyto“) spektro atsekimą ištraukus iš vaizdo, rodomo „PR Photo 13c / 03“. Aiškiai aptinkama viena plati emisijos linija (į kairę nuo centro; padidinta įdėkle). Jis yra asimetriškas, prispaustas mėlynoje (kairėje) pusėje. Tai kartu su tuo, kad kairėje linijos pusėje nenustatomas ištisinis apšvietimas, yra aiškus Lymano alfa linijos spektrinis signalas: fotonus, „mėlynesnius“ nei Lyman-alfa, stipriai sugeria pačios galaktikos dujos. , ir tarpgalaktinėje terpėje išilgai regėjimo linijos tarp Žemės ir objekto.
Todėl spektroskopiniai stebėjimai leido astronomams vienareikšmiškai nustatyti šią liniją kaip Lyman-alfa ir patvirtinti didelį šio objekto atstumą (didelį raudoną poslinkį). Išmatuotas raudonasis poslinkis yra 6.17, todėl šis objektas yra viena iš tolimiausių galaktikų, kada nors aptiktų. Jis gavo pavadinimą „z6VDF J022803-041618“ - pirmoji šio šiek tiek varginančio pavadinimo dalis nurodo apklausą, o antroji nurodo šios galaktikos vietą danguje.
Žvaigždžių šviesa ankstyvoje Visatoje
Tačiau šie pastebėjimai neatsirado be nuostabos! Astronomai tikėjosi (ir tikėjosi) aptikti Lyman-alfa liniją iš objekto 920 nm spektrinio lango centre. Tačiau nors Lyman-alfa linija buvo rasta, ji buvo išdėstyta šiek tiek trumpesniame bangos ilgyje.
Taigi ne Lymano alfa emisija paskatino šią galaktiką būti „ryškią“ siauros juostos (NB920) vaizde, bet „tęstinę“ emisiją bangos ilgiuose, ilgesnius nei Lyman-alfa. Ši spinduliuotė labai silpnai matoma kaip horizontali difuzinė linija PR nuotrauka 13c / 03.
Viena iš pasekmių yra tai, kad išmatuotas raudonojo poslinkio dydis 6.17 yra mažesnis nei iš pradžių numatytas raudonojo poslinkio - apie 6.5. Kitas dalykas yra tas, kad z6VDF J022803-041618 buvo aptiktas šviesos iš savo didžiulių žvaigždžių („kontinuumo“), o ne išskiriant vandenilio dujas (Lymano alfa linija).
Ši įdomi išvada ypač domina, nes ji rodo, kad iš esmės įmanoma aptikti galaktikas tokiu didžiuliu atstumu, nereikia remtis į Lymano alfa emisijos liniją, kuri ne visada gali būti tolimųjų galaktikų spektruose. Tai astronomams suteiks išsamesnį vaizdą apie galaktikų populiaciją ankstyvojoje Visatoje.
Be to, vis daugiau ir daugiau šių tolimų galaktikų stebėjimas padės geriau suprasti šio amžiaus Visatos jonizacijos būseną: šių galaktikų skleidžiama ultravioletinė šviesa neturėtų mus pasiekti „neutralioje“ Visatoje, ty prieš įvykstant pakartotinei jonizacijai. . Medžiojama daugiau tokių galaktikų, siekiant išsiaiškinti, kaip įvyko perėjimas nuo tamsiųjų amžių!
Originalus šaltinis: ESO žinių laida
