Attēla kredīts: ESO
Havaju salās esošā astronomu komanda ir atklājusi tālu galaktiku 12,8 miljardu gaismas gadu attālumā, kas parāda mums, kāds izskatījās Visums, kad tas bija tikai 900 miljoni gadu vecs. Viņi atrada galaktiku, izmantojot īpašu kameru, kas uzstādīta uz Kanādas, Francijas un Havaju teleskopa, kas ļoti tālu gaismas frekvencē meklē tālu objektus. Atklājot šo galaktiku, kas atrodas Ketus zvaigznājā tieši blakus zvaigznei Mira, komanda ir izstrādājusi jaunu tālu objektu atklāšanas metodiku, kurai būtu jāpalīdz nākamajiem novērotājiem vēl vairāk ieskatīties pagātnē.
Izmantojot uzlabotos teleskopus un instrumentus, ir kļuvuši iespējami ārkārtīgi attālu un vāju galaktiku novērojumi, kas vēl nesen bija astronomu sapņi.
Vienu no šādiem objektiem atrada astronomu komanda [2] ar platleņķa kameru, kas uzstādīta pie Kanādas, Francijas un Havaju teleskopa pie Maunas Kea (Havajas, ASV), meklējot ārkārtīgi tālu galaktikas. Ar apzīmējumu “z6VDF J022803-041618”, tas tika atklāts neparastās krāsas dēļ, jo bija redzams tikai uz attēliem, kas iegūti caur īpašu optisko filtru, kas izolē gaismu šaurā infrasarkanā joslā.
Šī objekta novērošanas spektrs ar FORS2 daudzrežīmu instrumentu ESO ļoti lielajā teleskopā (VLT) apstiprināja, ka tā ir ļoti tāla galaktika (sarkanais nobīde ir 6.17 [3]). Tiek uzskatīts, kā tas bija, kad Visumam bija tikai aptuveni 900 miljoni gadu vecs.
z6VDF J022803-041618 ir viena no vistālākajām galaktikām, kurai spektri ir iegūti līdz šim. Interesanti, ka tas tika atklāts gaismas masu dēļ, ko izstaro tās masīvās zvaigznes, nevis, kā sākotnēji tika gaidīts, izstarojot ūdeņraža gāzi.
Īsa agrīnā Visuma vēsture
Lielākā daļa zinātnieku ir vienisprātis, ka Visums radās no karsta un ārkārtīgi blīva sākuma stāvokļa Lielajā sprādzienā. Jaunākie novērojumi norāda, ka šis izšķirošais notikums notika pirms aptuveni 13 700 miljoniem gadu.
Pirmajās minūtēs tika saražots milzīgs daudzums ūdeņraža un hēlija kodolu ar protoniem un neitroniem. Bija arī daudz brīvo elektronu, un nākamajā laikmetā no šiem un atomu kodoliem tika izkaisīti neskaitāmie fotoni. Šajā posmā Visums bija pilnīgi necaurspīdīgs.
Pēc apmēram 100 000 gadu Visums bija atdzisis līdz dažiem tūkstošiem grādu, un kodoli un elektroni tagad tika apvienoti, veidojot atomus. Pēc tam fotoni vairs nebija izkliedēti no tiem, un Visums pēkšņi kļuva caurspīdīgs. Kosmologi šo brīdi dēvē par “rekombinācijas laikmetu”. Mikroviļņu fona starojums, kuru mēs tagad novērojam no visiem virzieniem, attēlo lielas vienveidības stāvokli Visumā tajā tālajā laikmetā.
Nākamajā posmā pirmatnējie atomi - no kuriem vairāk nekā 99% bija ūdeņradis un hēlijs - pārvietojās kopā un sāka veidoties milzīgi mākoņi, no kuriem vēlāk parādījās zvaigznes un galaktikas. Pirmās zvaigznes paaudzes un nedaudz vēlāk arī pirmās galaktikas un kvazāri [4] radīja intensīvu ultravioleto starojumu. Šis starojums tomēr negāja ļoti tālu, neskatoties uz to, ka Visums jau sen bija kļuvis caurspīdīgs. Tas notiek tāpēc, ka ūdeņraža atomi nekavējoties absorbētu ultravioletos (īsviļņu garuma) fotonus, “notriecot” elektronus no šiem atomiem, savukārt garāka viļņa garuma fotoni varētu ceļot daudz tālāk. Tādējādi starpgalaktiskā gāze atkal jonizējās stabili augošās sfērās ap jonizējošajiem avotiem.
Kādā brīdī šīs sfēras bija kļuvušas tik lielas, ka tās pilnībā pārklājās; to sauc par “atkārtotās jonizācijas laikmetu”. Līdz tam atomi absorbēja ultravioleto starojumu, bet tagad Visums arī kļuva caurspīdīgs pret šo starojumu. Iepriekš ultravioleto gaismu no šīm pirmajām zvaigznēm un galaktikām nevarēja redzēt lielos attālumos, bet tagad Visums pēkšņi izrādījās pilns ar spilgtiem objektiem. Tieši šī iemesla dēļ laika intervāls starp “rekombinācijas” un “atkārtotas jonizācijas laikiem” tiek saukts par “tumšajiem laikiem”.
Kad beidzās “tumšie laiki”?
Par precīzu atkārtotas jonizācijas laikmetu notiek aktīvu diskusiju astronomu starpā, taču nesenie zemes un kosmosa novērojumu rezultāti norāda, ka “Tumšie laiki” ilga dažus simtus miljonus gadu. Šobrīd tiek uzsāktas dažādas pētniecības programmas, kuras mēģina labāk noteikt, kad notikuši šie agrīnie notikumi. Šim nolūkam ir jāatrod un jāizpēta detalizēti agrīnākie un tātad vistālākie objekti Visumā - un tas ir ļoti prasīgs novērošanas mēģinājums.
Gaismu aptumšo attāluma kvadrāts, un jo tālāk mēs skatāmies telpā, lai novērotu objektu - un tāpēc jo tālāk mēs to redzam - jo vājāks tas parādās. Tajā pašā laikā tā blāva gaisma tiek virzīta uz spektra sarkano reģionu Visuma paplašināšanās dēļ - jo lielāks attālums, jo lielāks novērotais sarkanā nobīde [3].
Lyman-alfa emisijas līnija
Ar zemes teleskopiem viszemākās noteikšanas robežas tiek sasniegtas, veicot novērojumus spektra redzamajā daļā. Tāpēc ļoti tālu objektu noteikšanai nepieciešami ultravioleto spektrālo parakstu novērojumi, kas ir redshifted redzamajā apgabalā. Parasti astronomi šim nolūkam izmanto sarkanvirta Limāna-alfa spektrālās emisijas līniju ar atpūtas viļņa garumu 121,6 nm; tas atbilst fotoniem, kurus izstaro ūdeņraža atomi, mainoties no ierosinātā stāvokļa uz pamatstāvokli.
Tāpēc viens no acīmredzamākajiem veidiem, kā meklēt visattālākās galaktikas, ir Lyman-alfa emisijas meklēšana iespējami sarkanākajos (garākajos) viļņu garumos. Jo garāks novērotās Līmana-alfa līnijas viļņa garums, jo lielāks ir sarkanais nobīde un attālums, un jo agrāk ir laikmets, kurā mēs redzam galaktiku un jo tuvāk mēs nonākam pie mirkļa, kas apzīmēja “Tumšo laikmetu beigas” ”.
CCD detektori, ko izmanto astronomiskos instrumentos (kā arī komerciālās digitālajās fotokamerās), ir jutīgi pret gaismu, kuras viļņu garums ir līdz aptuveni 1000 nm (1? M), ti, ļoti tuvu infrasarkanā spektra apgabalā, ārpus sarkanākās gaismas, kas var cilvēka acs to uztver ar aptuveni 700–750 nm.
Spilgtas gandrīz infrasarkanās nakts debesis
Tomēr šāda veida darbam ir vēl viena problēma. Niecīgas Limana-alfa emisijas meklēšanu no tālām galaktikām sarežģī fakts, ka arī zemes atmosfēra - caur kuru jāraugās uz visiem zemes bāzes teleskopiem - izstaro gaismu. Tas jo īpaši attiecas uz spektra sarkano un gandrīz infrasarkano daļu, kur simtiem diskrētu emisijas līniju rodas no hidroksila molekulas (OH radikāļa), kas atrodas zemes augšējā atmosfērā aptuveni 80 km augstumā (skatīt PR foto 13a / 03).
Šī spēcīgā emisija, ko astronomi dēvē par “debesu fonu”, ir atbildīga par vājuma robežu, pie kuras debesu objektus var noteikt ar zemes teleskopiem pie tuvās un infrasarkanā viļņa garuma. Tomēr, par laimi, ir “zema OH fona” spektrālie intervāli, kur šīs emisijas līnijas ir daudz lēnākas, tādējādi ļaujot novērot zemāku robežu no zemes novērojumiem. Divi šādi “tumšo debesu logi” ir redzami PR Photo 13a / 03 pie viļņa garuma 820 un 920 nm.
Ņemot vērā šos aspektus, daudzsološs veids, kā efektīvi meklēt attālākās galaktikas, ir novērot viļņu garumā pie 920 nm, izmantojot šaurjoslas optisko filtru. Šī filtra spektra platuma pielāgošana aptuveni 10 nm ļauj noteikt pēc iespējas vairāk gaismas no debess objektiem, izstarojot filtram atbilstošajā spektrālajā līnijā, vienlaikus samazinot debesu emisijas nelabvēlīgo ietekmi.
Citiem vārdiem sakot, ņemot vērā maksimāli daudz gaismas, kas savākta no attāliem objektiem, un minimāli traucējošu gaismu no sauszemes atmosfēras, šo tālu objektu atrašanas iespējas ir optimālas. Astronomi runā par “maksimālu kontrasta palielināšanu” objektiem, kas parāda emisijas līnijas šajā viļņa garumā.
CFHT meklēšanas programma
Balstoties uz iepriekšminētajiem apsvērumiem, starptautiska astronomu komanda [2] Kanādas, Francijas un Havaju teleskopā uz Mauna Kea (Havaju salas, ASV) uz CFH12K instrumenta uzstādīja šauras joslas optisko filtru, kura centrā bija tuvinātais infrasarkanais viļņa garums 920 nm. meklēt ļoti tālu galaktikas. CFH12K ir plaša lauka kamera, ko izmanto CFHT galvenajā fokusā, nodrošinot aptuveni redzamības lauku. 30 x 40 loka minūtes2, nedaudz lielāks nekā pilnmēness [5].
Salīdzinot viena un tā paša debesu lauka attēlus, kas uzņemti caur dažādiem filtriem, astronomi spēja identificēt objektus, kas NB920 attēlā parādās salīdzinoši “spilgti” un “vāji” (vai pat nav redzami) atbilstošos attēlos, kas iegūti, izmantojot citus filtrus . Spilgts piemērs ir parādīts PR Photo 13b / 03 - centrā esošais objekts ir labi redzams 920 nm attēlā, bet pārējos attēlos tas nemaz nav redzams.
Visticamākais izskaidrojums objektam ar tik neparastu krāsu ir tas, ka tā ir ļoti tāla galaktika, kurai sarkanā nobīdes dēļ spēcīgās Limāna-alfa emisijas līnijas novērotais viļņa garums ir tuvu 920 nm. Jebkuru gaismu, ko izstaro galaktika pie viļņu garuma, kas ir īsāks par Alfa-alfa, spēcīgi absorbē starpslāņu un starpgalaktiskā ūdeņraža gāze; tas ir iemesls, ka objekts nav redzams visos pārējos filtros.
VLT spektrs
Lai uzzinātu šī objekta patieso būtību, ir jāveic spektroskopiska sekošana, novērojot tā spektru. Tas tika paveikts ar FORS 2 daudzrežīmu instrumentu 8,2 m VLT YEPUN teleskopā ESO Paranal Observatory. Šī iekārta nodrošina perfektu mērenas spektrālās izšķirtspējas un augstas jutības sarkanā krāsā kombināciju šāda veida ļoti prasīgiem novērojumiem. Iegūtais (vājais) spektrs ir parādīts PR fotoattēlā 13c / 03.
PR Photo 13d / 03 parāda objekta galīgā (“iztīrītā”) spektra izsekošanu pēc ekstrakcijas no attēla, kas parādīts PR Photo 13c / 03. Ir skaidri uztverta viena plaša emisijas līnija (pa kreisi no centra; palielināta ieliktnī). Tas ir asimetrisks, nospiests tā zilajā (kreisajā) pusē. Tas apvienojumā ar faktu, ka pa kreisi no līnijas netiek atklāts kontinuitātes gaisma, ir skaidrs Līmana-alfa līnijas spektrālais paraksts: fotonus, kas ir “bālāki” nekā Lyman-alfa, ļoti absorbē pati galaktikā esošā gāze , un starpgalaktiskajā vidē pa redzes līniju starp Zemi un objektu.
Tāpēc spektroskopiskie novērojumi ļāva astronomiem nepārprotami identificēt šo līniju kā Lyman-alpha un tāpēc apstiprināt šī konkrētā objekta lielo attālumu (lielu sarkano nobīdi). Izmērītais sarkanās krāsas nobīde ir 6.17, padarot šo objektu par vienu no vistālākajām galaktikām, kas jebkad ir atklātas. Tas saņēma apzīmējumu “z6VDF J022803-041618” - šī nedaudz smagnējā nosaukuma pirmā daļa attiecas uz apsekojumu, bet otrā norāda šīs galaktikas atrašanās vietu debesīs.
Zvaigžņu gaisma agrīnajā Visumā
Tomēr šie novērojumi nepalika bez pārsteiguma! Astronomi bija cerējuši (un gaidījuši) atklāt Līmana-alfa līniju no objekta 920 nm spektrālā loga centrā. Tomēr, kamēr tika atrasta Līmana-alfa līnija, tā tika novietota nedaudz īsākā viļņa garumā.
Tādējādi nevis Limana-alfa emisija izraisīja šīs galaktikas “spilgtu” šaurjoslas (NB920) attēlu, bet gan “nepārtraukta” emisija viļņu garumos, kas garāki par Lyman-alpha. Šis starojums ir ļoti vāji redzams kā horizontāla, izkliedēta līnija PR Photo 13c / 03.
Viena no sekām ir tā, ka izmērītais sarkanais nobīde 6.17 ir mazāks nekā sākotnēji prognozētais sarkanā nobīde - apmēram 6.5. Vēl viens ir fakts, ka z6VDF J022803-041618 tika atklāts ar gaismu no tās masīvajām zvaigznēm (“kontinuums”), nevis ar ūdeņraža gāzes emisiju (Limāna-alfa līnija).
Šis interesants secinājums rada īpašu interesi, jo tas parāda, ka principā ir iespējams atklāt galaktikas šajā milzīgajā attālumā, nepaļaujoties uz Limana-alfa emisijas līniju, kas ne vienmēr var atrasties tālo galaktiku spektros. Tas astronomiem sniegs pilnīgāku priekšstatu par galaktiku populāciju agrīnajā Visumā.
Turklāt arvien vairāk un vairāk šo tālu galaktiku novērošana palīdzēs labāk izprast Visuma jonizācijas stāvokli šajā vecumā: šo galaktiku izstarotajai ultravioletai gaismai nevajadzētu sasniegt mūs “neitrālā” Visumā, ti, pirms atkārtotas jonizācijas notika . Tagad tiek meklētas vairākas šādas galaktikas, lai noskaidrotu, kā notika pāreja no Tumšajiem laikiem!
Oriģinālais avots: ESO ziņu izlaidums
