Кредитний імідж: ESO
Команда астрономів, що базуються на Гаваях, виявила далеку галактику на відстані 12,8 мільярда світлових років, яка показує нам, як виглядала Всесвіт, коли їй було лише 900 мільйонів років. Вони знайшли галактику за допомогою спеціальної камери, встановленої на телескопі Канада-Франція-Гаваї, яка здійснює пошук віддалених об'єктів у дуже специфічній частоті світла. Розкривши цю галактику, розташовану в сузір’ї Цету, поблизу зірки Міра, команда розробила нову методологію виявлення віддалених об’єктів, яка повинна допомогти майбутнім спостерігачам заглянути ще в минуле.
Завдяки вдосконаленим телескопам та приладам стали можливі спостереження над надзвичайно віддаленими та слабкими галактиками, які до недавнього часу були мріями астрономів.
Один такий об’єкт знайшов команда астрономів [2] із широкопольною камерою, встановленою в телескопі Канада-Франція-Гаваї в Мауна-Кеа (Гаваї, США) під час пошуку надзвичайно віддалених галактик. Позначений "z6VDF J022803-041618", його було виявлено через його незвичайний колір, його було видно лише на зображеннях, отриманих через спеціальний оптичний фільтр, що ізолює світло у вузькій ближній інфрачервоній смузі.
Подальший спектр цього об'єкта за допомогою багатомодового інструменту FORS2 на дуже великому телескопі ESO (VLT) підтвердив, що це дуже далека галактика (червоний зсув 6,17 [3]). Це бачимо так, як це було тоді, коли Всесвіту було лише близько 900 мільйонів років.
z6VDF J022803-041618 - одна з найвіддаленіших галактик, для якої отримано спектри досі. Цікаво, що він був виявлений через світло, що випромінюється його масивними зірками, а не, як спочатку очікувалося, від викиду водню газу.
Коротка історія раннього Всесвіту
Більшість вчених сходяться на думці, що Всесвіт походить від гарячого і надзвичайно щільного початкового стану у Великому вибуху. Останні спостереження свідчать, що ця важлива подія відбулася близько 13 700 мільйонів років тому.
Протягом перших кількох хвилин утворювались величезні кількості ядер водню та гелію з протонами та нейтронами. Також було багато вільних електронів, і протягом наступної епохи численні фотони були розсіяні з цих та атомних ядер. На цьому етапі Всесвіт була повністю непрозорою.
Через приблизно 100 000 років Всесвіт охолола до кількох тисяч градусів, і ядра та електрони тепер об'єдналися, утворюючи атоми. Тоді фотони вже не розсіювалися від них, і Всесвіт раптом стала прозорою. Космологи називають цей момент "епохою рекомбінації". Мікрохвильове фонове випромінювання, яке ми спостерігаємо зараз з усіх напрямків, зображує стан великої рівномірності у Всесвіті в ту далеку епоху.
На наступній фазі первісні атоми - понад 99% яких складали водень та гелій - перемістилися разом і почали утворювати величезні хмари, з яких згодом утворилися зірки та галактики. Перше покоління зірок і дещо пізніше перші галактики і квазари [4] виробляли інтенсивне ультрафіолетове випромінювання. Однак це випромінювання не дуже подорожувало, незважаючи на те, що Всесвіт давно стало прозорим. Це тому, що ультрафіолетові (короткохвильові) фотони будуть негайно поглинені атомами водню, «вибиваючи» електрони з цих атомів, тоді як фотони довшої хвилі можуть подорожувати набагато далі. Міжгалактичний газ, таким чином, знову став іонізуватися в постійно зростаючих сферах навколо іонізуючих джерел.
У якийсь момент ці сфери стали настільки великими, що повністю перекрилися; це називається "епохою реіонізації". До цього часу ультрафіолетове випромінювання поглиналося атомами, але тепер Всесвіт також став прозорим для цього випромінювання. Раніше ультрафіолетове світло цих перших зірок і галактик не було видно на великих відстанях, але тепер Всесвіт раптом виявилася повною яскравих предметів. Саме тому часовий інтервал між епохами "рекомбінації" та "реіонізації" називають "темними віками".
Коли закінчився "Темний вік"?
Точна епоха реіонізації є предметом активних дискусій серед астрономів, проте останні результати спостережень за землею та космосом свідчать про те, що "Темні століття" тривали кілька сотень мільйонів років. Зараз ведуться різні програми досліджень, які намагаються визначити краще, коли ці ранні події відбулися. Для цього необхідно знайти та детально вивчити найраніші та, отже, найвіддаленіші об’єкти у Всесвіті - і це дуже вимогливе спостережливе починання.
Світло затемнюється квадратом відстані, і чим далі ми дивимось у простір, щоб спостерігати за об’єктом - і тому чим далі у часі ми його бачимо - тим слабше він з’являється. При цьому його тьмяне світло зміщується в напрямку червоної області спектру за рахунок розширення Всесвіту - чим більша відстань, тим більше спостерігається червоний зсув [3].
Лінія викидів Lyman-alfa
За допомогою наземних телескопів найменші межі виявлення досягаються спостереженнями у видимій частині спектру. Отже, для виявлення дуже віддалених об'єктів потрібні спостереження ультрафіолетових спектральних сигнатур, які були перенесені у видиму область. Зазвичай астрономи використовують для цього червону зміщену лінійно-альфа-спектральну емісійну лінію з довжиною хвилі спокою 121,6 нм; це відповідає фотонам, що випромінюються атомами водню, коли вони переходять із збудженого стану в основний стан.
Одним із очевидних способів пошуку найбільш віддалених галактик є пошук пошуку емісії Лимана-альфа на найменшій (найдовшій) можливій довжині хвилі. Чим довша довжина хвилі спостережуваної лінії Лімана-альфа, тим більше червоний зсув і відстань, і чим раніше є епоха, в якій ми бачимо галактику, і чим ближче ми наближаємось до моменту, що ознаменував кінець "Темного століття" ”.
ПЗС-детектори, що використовуються в астрономічних приладах (а також у комерційних цифрових камерах), чутливі до світла довжиною хвилі приблизно до 1000 нм (1? М), тобто в дуже близькій інфрачервоній спектральній області, поза червоним світлом, яке може сприймається людським оком приблизно на 700-750 нм.
Яскраве ближнє інфрачервоне нічне небо
Однак існує ще одна проблема щодо такого роду робіт. Пошук слабкої емісії Лимана-альфа з далеких галактик ускладнюється тим, що земна атмосфера - через яку повинні виглядати всі наземні телескопи - також випромінює світло. Особливо це стосується червоної та ближньої інфрачервоної частини спектру, де сотні дискретних ліній викидів походять від молекули гідроксилу (радикал ОН), який присутній у верхній наземній атмосфері на висоті близько 80 км (див. PR Фото 13а / 03).
Ця сильна емісія, яку астрономи називають «фоном неба», відповідає за межу слабкості, при якій можна виявити небесні об’єкти за допомогою наземних телескопів на ближній інфрачервоній довжині хвилі. Однак, на щастя, існують спектральні інтервали "низького рівня ОН", де ці лінії випромінювання набагато слабкіші, що дозволяє обмежувати виявлення більш слабкого рівня наземних спостережень. Два таких «вікна темного неба» помітні в PR Photo 13a / 03 поблизу довжин хвиль 820 та 920 нм.
Враховуючи ці аспекти, перспективним способом ефективного пошуку найбільш віддалених галактик є спостереження на довжинах хвиль близько 920 нм за допомогою вузькосмугового оптичного фільтра. Адаптація спектральної ширини цього фільтра приблизно до 10 нм дозволяє виявити якомога більше світла від небесних об'єктів, коли воно випромінюється в спектральній лінії, що відповідає фільтру, при цьому мінімізуючи несприятливий вплив випромінювання неба.
Іншими словами, максимум світла, зібраного з віддалених об'єктів, і мінімум тривожного світла від земної атмосфери, шанси виявити ці віддалені об'єкти є оптимальними. Астрономи говорять про «максимізацію контрасту» об’єктів, що показують лінії випромінювання на цій довжині хвилі.
Програма пошуку CFHT
Виходячи з вищезазначених міркувань, міжнародна команда астрономів [2] встановила вузькосмуговий оптичний фільтр, зосереджений на ближній інфрачервоній довжині хвилі 920 нм на приладі CFH12K на телескопі Канада-Франція-Гаваї на Мауна-Кеа (Гаваї, США) шукати надзвичайно далекі галактики. CFH12K - це широкопольова камера, яка використовується в основному фокусі CFHT, що забезпечує поле зору приблизно прибл. 30 x 40 arcmin2, дещо більший, ніж повний місяць [5].
Порівнюючи зображення одного і того ж небесного поля, знятих через різні фільтри, астрономи змогли ідентифікувати об'єкти, які порівняно «яскраві» на зображенні NB920 і «слабкі» (або навіть не видно) у відповідних зображеннях, отриманих через інші фільтри . Яскравий приклад показаний на PR Photo 13b / 03 - об'єкт в центрі добре видно на зображенні 920nm, але зовсім не на інших зображеннях.
Найбільш вірогідним поясненням об'єкта такого незвичного забарвлення є те, що це дуже далека галактика, для якої спостережувана довжина хвилі сильної лінії випромінювання Лиман-альфа близька до 920 нм, завдяки червоному зміщенню. Будь-яке світло, що випромінюється галактикою, на довжинах хвиль, коротших за Ліман-альфа, сильно поглинається втручанням міжзоряного та міжгалактичного водню; це є причиною того, що об'єкт не видно у всіх інших фільтрах.
Спектр VLT
Щоб дізнатися справжню природу цього об’єкта, необхідно провести спектроскопічне спостереження, спостерігаючи за його спектром. Це було досягнуто за допомогою багатомодового приладу FORS 2 на 8,2-метровому телескопі VLT YEPUN в Паранальній обсерваторії ESO. Цей засіб забезпечує ідеальне поєднання помірної спектральної роздільної здатності та високої чутливості червоного кольору для такого виду дуже вимогливих спостережень. Отриманий (слабкий) спектр показаний на PR Photo 13c / 03.
PR Photo 13d / 03 показує простеження остаточного ("очищеного") спектра об'єкта після вилучення із зображення, показаного на PR Photo 13c / 03. Чітко виявлена одна широка лінія викидів (зліва від центру; збільшена у вкладиші). Він асиметричний, пригнічений на синій (лівій) стороні. Це в поєднанні з тим, що ліворуч від ліній не виявлено світла континууму, є чітким спектральним підписом лінії Лімана-альфа: фотони «синіші», ніж Лиман-альфа, сильно поглинаються газом, присутнім у самій галактиці , а також у міжгалактичному середовищі по лінії огляду між Землею та об'єктом.
Таким чином, спектроскопічні спостереження дозволили астрономам однозначно ідентифікувати цю лінію як Ліман-альфа, і, отже, підтвердити велику відстань (високий червоний зміщення) цього конкретного об'єкта. Виміряна червона зміна - 6,17, що робить цей об’єкт однією з найвіддаленіших галактик, що коли-небудь виявляються. Він отримав позначення "z6VDF J022803-041618" - перша частина цієї дещо громіздкої назви стосується огляду, а друга вказує на положення цієї галактики на небі.
Зоряне світло в ранньому Всесвіті
Однак ці спостереження не прийшли без здивування! Астрономи сподівалися (і очікували) виявити лінію Лімана-альфа від об'єкта в центрі спектрального вікна 920 нм. Однак, поки була знайдена лінія Лімана-альфа, вона розміщувалася на дещо меншій довжині хвилі.
Таким чином, випромінювання Лиман-альфа не призвело до того, що ця галактика стала "яскравою" у вузькосмуговому зображенні (NB920), а випромінюванням "континууму" на довжинах хвиль, більших, ніж у Ліман-альфа. Це випромінювання дуже слабко видно як горизонтальна дифузна лінія на PR Photo 13c / 03.
Одним із наслідків є те, що виміряний червоний зсув 6,17 нижче, ніж спочатку передбачуваний червоний зсув, приблизно на 6,5. Інше полягає в тому, що z6VDF J022803-041618 був виявлений світлом від його масивних зірок ("континуум"), а не викидом з газу водню (лінія Лімана-альфа).
Цей цікавий висновок викликає особливий інтерес, оскільки він показує, що в принципі можливо виявити галактики на цій величезній відстані без необхідності покладатися на лінію емісії Лимана-альфа, яка не завжди може бути присутнім у спектрах віддалених галактик. Це забезпечить астрономам більш повну картину населення галактик у ранньому Всесвіті.
Більше того, спостереження все більше і більше цих далеких галактик допоможе краще зрозуміти стан іонізації Всесвіту в цьому віці: ультрафіолетове випромінювання цих галактик не повинно досягати нас у «нейтральній» Всесвіті, тобто до того, як відбулася реіонізація. . Зараз полювання на більше таких галактик з'ясовує, як відбувся перехід із темних віків!
Оригінальне джерело: Новини ESO
