Πιστωτική εικόνα: ESO
Μια ομάδα αστρονόμων που εδρεύουν στη Χαβάη ανακάλυψαν έναν μακρινό γαλαξία 12,8 δισεκατομμύρια έτη φωτός μακριά που μας δείχνει πώς έμοιαζε το Σύμπαν όταν ήταν μόλις 900 εκατομμύρια χρόνια. Βρήκαν τον γαλαξία χρησιμοποιώντας μια ειδική κάμερα εγκατεστημένη στο τηλεσκόπιο Καναδά-Γαλλίας-Χαβάης που αναζητά μακρινά αντικείμενα σε μια πολύ συγκεκριμένη συχνότητα φωτός. Ανακαλύπτοντας αυτόν τον γαλαξία, που βρίσκεται στον αστερισμό του Cetus, ακριβώς κοντά στο αστέρι Mira, η ομάδα έχει αναπτύξει μια νέα μεθοδολογία για την ανακάλυψη μακρινών αντικειμένων που θα βοηθήσουν τους μελλοντικούς παρατηρητές να κοιτάξουν ακόμη περισσότερο το παρελθόν.
Με βελτιωμένα τηλεσκόπια και όργανα, έγιναν δυνατές παρατηρήσεις εξαιρετικά απομακρυσμένων και αχνών γαλαξιών που ήταν μέχρι πρόσφατα τα όνειρα των αστρονόμων.
Ένα τέτοιο αντικείμενο βρέθηκε από μια ομάδα αστρονόμων [2] με κάμερα ευρέως πεδίου εγκατεστημένη στο τηλεσκόπιο Καναδά-Γαλλία-Χαβάη στο Mauna Kea (Χαβάη, ΗΠΑ) κατά τη διάρκεια αναζήτησης για εξαιρετικά απομακρυσμένους γαλαξίες. Ονομαζόμενο "z6VDF J022803-041618", ανιχνεύθηκε λόγω του ασυνήθιστου χρώματος, ορατό μόνο σε εικόνες που λαμβάνονται μέσω ειδικού οπτικού φίλτρου που απομονώνει φως σε μια στενή ζώνη εγγύς υπέρυθρων.
Ένα φάσμα παρακολούθησης αυτού του αντικειμένου με το όργανο πολλαπλών τρόπων FORS2 στο ESO Very Large Telescope (VLT) επιβεβαίωσε ότι είναι ένας πολύ μακρινός γαλαξίας (η κόκκινη μετατόπιση είναι 6,17 [3]). Θεωρείται όπως ήταν όταν το Σύμπαν ήταν μόλις 900 εκατομμυρίων ετών.
Το z6VDF J022803-041618 είναι ένας από τους πιο απομακρυσμένους γαλαξίες για τους οποίους έχουν ληφθεί φάσματα μέχρι στιγμής. Είναι ενδιαφέρον ότι ανακαλύφθηκε λόγω του φωτός που εκπέμπεται από τα τεράστια αστέρια του και όχι, όπως αρχικά αναμενόταν, από την εκπομπή αερίου υδρογόνου.
Μια σύντομη ιστορία του πρώιμου Σύμπαντος
Οι περισσότεροι επιστήμονες συμφωνούν ότι το Σύμπαν προήλθε από μια καυτή και εξαιρετικά πυκνή αρχική κατάσταση σε μια Μεγάλη Έκρηξη. Οι τελευταίες παρατηρήσεις δείχνουν ότι αυτό το κρίσιμο γεγονός έλαβε χώρα πριν από 13.700 εκατομμύρια χρόνια.
Κατά τα πρώτα λεπτά, παρήχθησαν τεράστιες ποσότητες πυρήνων υδρογόνου και ηλίου με πρωτόνια και νετρόνια. Υπήρχαν επίσης πολλά ελεύθερα ηλεκτρόνια και κατά την επόμενη εποχή, τα πολυάριθμα φωτόνια ήταν διασκορπισμένα από αυτά και τους ατομικούς πυρήνες. Σε αυτό το στάδιο, το Σύμπαν ήταν εντελώς αδιαφανές.
Μετά από περίπου 100.000 χρόνια, το Σύμπαν είχε κρυώσει σε μερικές χιλιάδες βαθμούς και οι πυρήνες και τα ηλεκτρόνια τώρα ενώθηκαν για να σχηματίσουν άτομα. Τα φωτόνια δεν ήταν πλέον διασκορπισμένα από αυτά και το Σύμπαν ξαφνικά έγινε διαφανές. Οι κοσμολόγοι αναφέρονται σε αυτή τη στιγμή ως «εποχή ανασυνδυασμού». Η ακτινοβολία φόντου μικροκυμάτων που παρατηρούμε τώρα από όλες τις κατευθύνσεις απεικονίζει την κατάσταση της μεγάλης ομοιομορφίας στο Σύμπαν σε εκείνη την μακρινή εποχή.
Στην επόμενη φάση, τα αρχέγονα άτομα - πάνω από το 99% των οποίων ήταν υδρογόνο και ήλιο - μετακινήθηκαν μαζί και άρχισαν να σχηματίζουν τεράστια σύννεφα από τα οποία αργότερα προέκυψαν αστέρια και γαλαξίες. Η πρώτη γενιά αστεριών και, κάπως αργότερα, οι πρώτοι γαλαξίες και κβάζαρ [4], παρήγαγαν εντατική υπεριώδη ακτινοβολία. Ωστόσο, αυτή η ακτινοβολία δεν ταξίδεψε πολύ μακριά, παρά το γεγονός ότι το Σύμπαν είχε γίνει διαφανές εδώ και πολύ καιρό. Αυτό συμβαίνει επειδή τα υπεριώδη φωτόνια (μικρού μήκους κύματος) θα απορροφηθούν αμέσως από τα άτομα υδρογόνου, «χτυπώντας» ηλεκτρόνια από αυτά τα άτομα, ενώ τα φωτόνια μεγαλύτερου μήκους κύματος θα μπορούσαν να ταξιδέψουν πολύ πιο μακριά. Το διαγαλαξιακό αέριο έτσι ιονίστηκε και πάλι σε σταθερά αναπτυσσόμενες σφαίρες γύρω από τις ιοντίζουσες πηγές.
Κάποια στιγμή, αυτές οι σφαίρες είχαν γίνει τόσο μεγάλες που επικαλύπτονταν εντελώς. Αυτό αναφέρεται ως η «εποχή του ιονισμού». Μέχρι τότε, η υπεριώδης ακτινοβολία απορροφήθηκε από τα άτομα, αλλά το Σύμπαν τώρα έγινε επίσης διαφανές σε αυτήν την ακτινοβολία. Προηγουμένως, το υπεριώδες φως από αυτά τα πρώτα αστέρια και γαλαξίες δεν μπορούσε να δει σε μεγάλες αποστάσεις, αλλά τώρα το Σύμπαν ξαφνικά φάνηκε να είναι γεμάτο από φωτεινά αντικείμενα. Γι 'αυτό το λόγο το χρονικό διάστημα μεταξύ των εποχών του «ανασυνδυασμού» και του «επανα-ιονισμού» αναφέρεται ως «Σκοτεινοί Αιώνες».
Πότε ήταν το τέλος του «Dark Ages»;
Η ακριβής εποχή του επανα-ιονισμού είναι ένα αντικείμενο ενεργού διαλόγου μεταξύ των αστρονόμων, αλλά πρόσφατα αποτελέσματα από παρατηρήσεις εδάφους και διαστήματος δείχνουν ότι οι «σκοτεινοί χρόνοι» διήρκεσαν μερικές εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια. Πολλά ερευνητικά προγράμματα βρίσκονται σε εξέλιξη, τα οποία προσπαθούν να προσδιορίσουν καλύτερα πότε συνέβησαν αυτά τα πρώτα γεγονότα. Για αυτό, είναι απαραίτητο να βρούμε και να μελετήσουμε λεπτομερώς τα πιο νωρίς και, ως εκ τούτου, πιο μακρινά, αντικείμενα στο Σύμπαν - και αυτή είναι μια πολύ απαιτητική προσπάθεια παρατήρησης.
Το φως μειώνεται από το τετράγωνο της απόστασης και όσο περισσότερο κοιτάμε έξω στο διάστημα για να παρατηρήσουμε ένα αντικείμενο - και ως εκ τούτου όσο πιο πίσω στο χρόνο το βλέπουμε - τόσο πιο αμυδρά εμφανίζεται. Ταυτόχρονα, το αμυδρό φως μετατοπίζεται προς την κόκκινη περιοχή του φάσματος λόγω της επέκτασης του Σύμπαντος - όσο μεγαλύτερη είναι η απόσταση, τόσο μεγαλύτερη είναι η παρατηρούμενη κόκκινη μετατόπιση [3].
Η γραμμή εκπομπών Lyman-alpha
Με επίγεια τηλεσκόπια, τα ελάχιστα όρια ανίχνευσης επιτυγχάνονται με παρατηρήσεις στο ορατό μέρος του φάσματος. Επομένως, η ανίχνευση πολύ απομακρυσμένων αντικειμένων απαιτεί παρατηρήσεις υπεριωδών φασματικών υπογραφών που έχουν μετατοπιστεί εκ νέου στην ορατή περιοχή. Κανονικά, οι αστρονόμοι χρησιμοποιούν γι 'αυτό την κόκκινη γραμμή φασματικής εκπομπής Lyman-alpha με μήκος κύματος ανάπαυσης 121,6 nm. αντιστοιχεί σε φωτόνια που εκπέμπονται από άτομα υδρογόνου όταν αλλάζουν από μια διεγερμένη κατάσταση στη βασική τους κατάσταση.
Ένας προφανής τρόπος αναζήτησης των πιο απομακρυσμένων γαλαξιών είναι επομένως η αναζήτηση εκπομπών Lyman-alpha στα πιο κόκκινα (μακρύτερα) πιθανά μήκη κύματος. Όσο μεγαλύτερο είναι το μήκος κύματος της παρατηρούμενης γραμμής Lyman-alpha, τόσο μεγαλύτερη είναι η κόκκινη μετατόπιση και η απόσταση, και η νωρίτερη είναι η εποχή στην οποία βλέπουμε τον γαλαξία και όσο πιο κοντά πλησιάζουμε προς τη στιγμή που σηματοδότησε το τέλος των «Σκοτεινών Εποχών» ".
Οι ανιχνευτές CCD που χρησιμοποιούνται σε αστρονομικά όργανα (καθώς και σε εμπορικές ψηφιακές φωτογραφικές μηχανές) είναι ευαίσθητοι σε φως μήκους κύματος έως περίπου 1000 nm (1? M), δηλαδή, στην πολύ κοντινή υπέρυθρη φασματική περιοχή, πέρα από το πιο κόκκινο φως που μπορεί να γίνει αντιληπτή από το ανθρώπινο μάτι στα 700-750 nm περίπου.
Ο φωτεινός νυχτερινός ουρανός σχεδόν υπέρυθρης ακτινοβολίας
Υπάρχει ένα άλλο πρόβλημα, ωστόσο, για αυτό το είδος εργασίας. Η αναζήτηση αχνών εκπομπών Lyman-alpha από μακρινούς γαλαξίες περιπλέκεται από το γεγονός ότι η επίγεια ατμόσφαιρα - μέσω της οποίας πρέπει να φαίνονται όλα τα επίγεια τηλεσκόπια - εκπέμπει επίσης φως. Αυτό ισχύει ιδιαίτερα στο κόκκινο και σχεδόν υπέρυθρο τμήμα του φάσματος όπου εκατοντάδες διακριτές γραμμές εκπομπών προέρχονται από το μόριο υδροξυλίου (η ρίζα OH) που υπάρχει στην ανώτερη επίγεια ατμόσφαιρα σε υψόμετρο περίπου 80 km (βλ. Φωτογραφία PR 13α / 03).
Αυτή η ισχυρή εκπομπή την οποία οι αστρονόμοι αναφέρονται ως "φόντο του ουρανού" είναι υπεύθυνη για το όριο λιποθυμίας στο οποίο τα ουράνια αντικείμενα μπορούν να ανιχνευθούν με επίγεια τηλεσκόπια σε κοντινά υπέρυθρα μήκη κύματος. Ωστόσο, υπάρχουν ευτυχώς φασματικά διαστήματα του «χαμηλού φόντου ΟΗ» όπου αυτές οι γραμμές εκπομπών είναι πολύ πιο αχνές, επιτρέποντας έτσι ένα μικρότερο όριο ανίχνευσης από τις παρατηρήσεις εδάφους. Δύο τέτοια «παράθυρα σκοτεινού ουρανού» είναι εμφανή στη φωτογραφία PR 13a / 03 κοντά σε μήκη κύματος 820 και 920 nm.
Λαμβάνοντας υπόψη αυτές τις πτυχές, ένας ελπιδοφόρος τρόπος για αποτελεσματική αναζήτηση για τους πιο απομακρυσμένους γαλαξίες είναι επομένως η παρατήρηση σε μήκη κύματος κοντά στα 920 nm μέσω ενός οπτικού φίλτρου στενής ζώνης. Η προσαρμογή του φασματικού πλάτους αυτού του φίλτρου στα περίπου 10 nm επιτρέπει την ανίχνευση όσο το δυνατόν περισσότερου φωτός από τα ουράνια αντικείμενα όταν εκπέμπεται σε μια φασματική γραμμή που ταιριάζει με το φίλτρο, ελαχιστοποιώντας παράλληλα την αρνητική επίδραση των εκπομπών του ουρανού.
Με άλλα λόγια, με μέγιστο φως που συλλέγεται από τα μακρινά αντικείμενα και ελάχιστο ενοχλητικό φως από την επίγεια ατμόσφαιρα, οι πιθανότητες ανίχνευσης αυτών των απομακρυσμένων αντικειμένων είναι βέλτιστες. Οι αστρονόμοι μιλούν για «μεγιστοποίηση της αντίθεσης» των αντικειμένων που δείχνουν γραμμές εκπομπής σε αυτό το μήκος κύματος.
Το πρόγραμμα αναζήτησης CFHT
Με βάση τα παραπάνω στοιχεία, μια διεθνής ομάδα αστρονόμων [2] εγκατέστησε ένα οπτικό φίλτρο στενής ζώνης με επίκεντρο το μήκος κύματος σχεδόν υπέρυθρης ακτινοβολίας 920 nm στο όργανο CFH12K στο τηλεσκόπιο Καναδά-Γαλλίας-Χαβάης στο Mauna Kea (Χαβάη, ΗΠΑ) για αναζήτηση εξαιρετικά μακρινών γαλαξιών. Το CFH12K είναι μια κάμερα ευρέως πεδίου που χρησιμοποιείται στην κύρια εστίαση του CFHT, παρέχοντας οπτική γωνία περίπου. 30 x 40 arcmin2, κάπως μεγαλύτερο από την πανσέληνο [5].
Συγκρίνοντας εικόνες του ίδιου ουρανού που λαμβάνονται μέσω διαφορετικών φίλτρων, οι αστρονόμοι μπόρεσαν να εντοπίσουν αντικείμενα που φαίνονται συγκριτικά «φωτεινά» στην εικόνα NB920 και «εξασθενημένα» (ή ακόμη και δεν είναι ορατά) στις αντίστοιχες εικόνες που λαμβάνονται μέσω των άλλων φίλτρων . Ένα εντυπωσιακό παράδειγμα εμφανίζεται στη φωτογραφία PR 13b / 03 - το αντικείμενο στο κέντρο είναι καλά ορατό στην εικόνα 920nm, αλλά καθόλου στις άλλες εικόνες.
Η πιο πιθανή εξήγηση για ένα αντικείμενο με τόσο ασυνήθιστο χρώμα είναι ότι είναι ένας πολύ μακρινός γαλαξίας για τον οποίο το παρατηρούμενο μήκος κύματος της ισχυρής γραμμής εκπομπών Lyman-alpha είναι κοντά στα 920 nm, λόγω της κόκκινης αλλαγής. Οποιοδήποτε φως που εκπέμπεται από τον γαλαξία σε μήκη κύματος μικρότερο από το Lyman-alpha απορροφάται έντονα από την παρέμβαση των διαστρικών και διαγαλαξιακών αερίων υδρογόνου. Αυτός είναι ο λόγος που το αντικείμενο δεν είναι ορατό σε όλα τα άλλα φίλτρα.
Το φάσμα VLT
Για να μάθετε την πραγματική φύση αυτού του αντικειμένου, είναι απαραίτητο να εκτελέσετε μια φασματοσκοπική παρακολούθηση, παρατηρώντας το φάσμα του. Αυτό επιτεύχθηκε με το όργανο πολλαπλών τρόπων FORS 2 στο τηλεσκόπιο 8,2 m VLT YEPUN στο Παρατηρητήριο ESO Paranal. Αυτή η εγκατάσταση παρέχει έναν τέλειο συνδυασμό μέτριας φασματικής ανάλυσης και υψηλής ευαισθησίας στο κόκκινο για αυτό το είδος πολύ απαιτητικής παρατήρησης. Το προκύπτον (αχνό) φάσμα εμφανίζεται στη φωτογραφία PR 13c / 03.
Η φωτογραφία PR 13d / 03 δείχνει ένα ίχνος του τελικού («καθαρισμένου») φάσματος του αντικειμένου μετά την εξαγωγή από την εικόνα που φαίνεται στην φωτογραφία PR 13c / 03. Μία ευρεία γραμμή εκπομπών ανιχνεύεται σαφώς (στα αριστερά του κέντρου · μεγεθυμένη στο ένθετο). Είναι ασύμμετρο, πιεσμένο στην μπλε (αριστερή) πλευρά του. Αυτό, σε συνδυασμό με το γεγονός ότι δεν ανιχνεύεται συνεχές φως στα αριστερά της γραμμής, είναι μια σαφής φασματική υπογραφή της γραμμής Lyman-alpha: τα φωτόνια «μπλε» από το Lyman-alpha απορροφώνται σε μεγάλο βαθμό από το αέριο που υπάρχει στον ίδιο τον γαλαξία. , και στο διαγαλαξιακό μέσο κατά μήκος της οπτικής όψης μεταξύ της Γης και του αντικειμένου.
Οι φασματοσκοπικές παρατηρήσεις επέτρεψαν επομένως στους αστρονόμους να αναγνωρίσουν αναμφίβολα αυτήν τη γραμμή ως Lyman-alpha, και επομένως να επιβεβαιώσουν τη μεγάλη απόσταση (υψηλή κόκκινη μετατόπιση) αυτού του συγκεκριμένου αντικειμένου. Η μετρούμενη κόκκινη μετατόπιση είναι 6,17, καθιστώντας αυτό το αντικείμενο έναν από τους πιο απομακρυσμένους γαλαξίες που ανιχνεύθηκαν ποτέ. Έλαβε την ονομασία "z6VDF J022803-041618" - το πρώτο μέρος αυτού του κάπως δυσκίνητου ονόματος αναφέρεται στην έρευνα και το δεύτερο δείχνει τη θέση αυτού του γαλαξία στον ουρανό.
Το αστρικό φως στο πρώιμο Σύμπαν
Ωστόσο, αυτές οι παρατηρήσεις δεν ήρθαν χωρίς έκπληξη! Οι αστρονόμοι ήλπιζαν (και περίμεναν) να ανιχνεύσουν τη γραμμή Lyman-alpha από το αντικείμενο στο κέντρο του φασματικού παραθύρου των 920 nm. Ωστόσο, ενώ βρέθηκε η γραμμή Lyman-alpha, τοποθετήθηκε σε κάπως μικρότερο μήκος κύματος.
Έτσι, δεν ήταν η εκπομπή Lyman-alpha που έκανε αυτόν τον γαλαξία να είναι «φωτεινό» στην εικόνα στενής ζώνης (NB920), αλλά εκπομπή «συνεχούς» σε μήκη κύματος μεγαλύτερο από αυτό του Lyman-alpha. Αυτή η ακτινοβολία είναι πολύ αχνή ορατή ως οριζόντια, διάχυτη γραμμή στη φωτογραφία PR 13c / 03.
Μια συνέπεια είναι ότι η μετρούμενη κόκκινη μετατόπιση του 6,17 είναι χαμηλότερη από την αρχικά προβλεπόμενη κόκκινη μετατόπιση περίπου 6,5. Ένα άλλο είναι ότι το z6VDF J022803-041618 εντοπίστηκε από το φως από τα τεράστια αστέρια του (το «συνέχεια») και όχι από την εκπομπή από αέριο υδρογόνο (η γραμμή Lyman-alpha).
Αυτό το ενδιαφέρον συμπέρασμα έχει ιδιαίτερο ενδιαφέρον, καθώς δείχνει ότι είναι κατ 'αρχήν δυνατό να εντοπίσουμε γαλαξίες σε αυτήν την τεράστια απόσταση χωρίς να χρειάζεται να βασίζουμε τη γραμμή εκπομπών Lyman-alpha, η οποία μπορεί να μην είναι πάντα παρούσα στα φάσματα των μακρινών γαλαξιών. Αυτό θα προσφέρει στους αστρονόμους μια πιο ολοκληρωμένη εικόνα του πληθυσμού των γαλαξιών στις αρχές του Σύμπαντος.
Επιπλέον, παρατηρώντας όλο και περισσότερους από αυτούς τους απομακρυσμένους γαλαξίες, θα βοηθήσουμε να κατανοήσουμε καλύτερα την κατάσταση ιονισμού του Σύμπαντος σε αυτήν την ηλικία: το υπεριώδες φως που εκπέμπεται από αυτούς τους γαλαξίες δεν πρέπει να φτάσει σε εμάς σε ένα «ουδέτερο» Σύμπαν, δηλαδή πριν από τον επανιονισμό . Το κυνήγι για περισσότερους τέτοιους γαλαξίες βρίσκεται τώρα για να διευκρινίσει πώς συνέβη η μετάβαση από τους Σκοτεινούς Αιώνες!
Πρωτότυπη πηγή: Δελτίο ειδήσεων ESO
