Resim kredisi: ESO
Hawaii merkezli bir gökbilimciler ekibi, 12.8 milyar ışıkyılı uzaklıktaki uzak bir galaksiyi keşfetti ve bu bize Evrenin sadece 900 milyon yaşındayken neye benzediğini gösteriyor. Galaksiyi, çok belirli bir ışık frekansında uzak nesneleri arayan Kanada-Fransa-Hawaii teleskopuna yerleştirilmiş özel bir kamera kullanarak buldular. Cetus takımyıldızında Mira yıldızının hemen yakınında bulunan bu galaksiyi ortaya çıkararak ekip, gelecekteki gözlemcilerin geçmişe daha fazla bakmasına yardımcı olacak uzak nesneleri keşfetmek için yeni bir metodoloji geliştirdi.
Geliştirilmiş teleskoplar ve enstrümanlarla, son zamanlarda gökbilimcilerin hayallerine kadar son derece uzak ve zayıf galaksilerin gözlemlenmesi mümkün hale geldi.
Böyle bir nesne, son derece uzak gökadalar ararken Mauna Kea'daki (Hawaii, ABD) Kanada-Fransa-Hawaii teleskopuna geniş alanlı bir kamera takılmış bir gökbilimciler ekibi [2] tarafından bulundu. “Z6VDF J022803-041618” olarak adlandırılan bu model, alışılmadık rengi nedeniyle, dar dar kızıl ötesi bantta özel bir optik filtre izolasyon ışığıyla elde edilen görüntülerde görülebilmesi nedeniyle tespit edildi.
ESO Çok Büyük Teleskop'ta (VLT) FORS2 çok modlu enstrüman ile bu nesnenin takip spektrumu, çok uzak bir galaksi olduğunu doğruladı (kırmızıya kayma 6.17 [3]). Evren sadece 900 milyon yaşındaymış gibi görülür.
z6VDF J022803-041618, şimdiye kadar spektrumları elde edilen en uzak gökadalardan biridir. İlginç bir şekilde, başlangıçta beklendiği gibi hidrojen gazı emisyonundan değil, büyük yıldızlarından yayılan ışık nedeniyle keşfedildi.
Erken Evren'in Kısa Tarihi
Çoğu bilim adamı, Evrenin Büyük Patlama'da sıcak ve aşırı yoğun bir başlangıç durumundan kaynaklandığını kabul eder. Son gözlemler, bu önemli olayın yaklaşık 13.700 milyon yıl önce gerçekleştiğini gösteriyor.
İlk birkaç dakika boyunca proton ve nötron içeren muazzam miktarlarda hidrojen ve helyum çekirdeği üretildi. Ayrıca çok sayıda serbest elektron vardı ve sonraki dönemde, sayısız foton bunlardan ve atom çekirdeğinden dağıldı. Bu aşamada, Evren tamamen opaktı.
Yaklaşık 100.000 yıl sonra, Evren birkaç bin dereceye kadar soğudu ve çekirdekler ve elektronlar şimdi atom oluşturmak için birleşti. Fotonlar artık bunlardan dağılmadı ve Evren aniden şeffaflaştı. Kozmologlar bu anı “rekombinasyon dönemi” olarak adlandırmaktadır. Şimdi her yönden gözlemlediğimiz mikrodalga arkaplan radyasyonu, o uzak çağda Evren'deki büyük tekdüzelik durumunu gösteriyor.
Bir sonraki aşamada,% 99'dan fazlası hidrojen ve helyum olan ilkel atomlar birlikte hareket etti ve daha sonra yıldızların ve galaksilerin ortaya çıktığı dev bulutlar oluşturmaya başladı. İlk nesil yıldızlar ve bir süre sonra ilk galaksiler ve kuasarlar [4] yoğun ultraviyole radyasyon üretti. Ancak bu radyasyon, Evren'in uzun zaman önce şeffaf hale gelmesine rağmen çok uzağa gitmedi. Bunun nedeni, ultraviyole (kısa dalga boyu) fotonların hidrojen atomları tarafından hemen emilmesi, daha uzun dalga boylu fotonların çok daha uzağa gidebilmeleri için elektronları bu atomlardan “vurması ”dır. Galaksiler arası gaz böylece iyonlaştırıcı kaynakların etrafındaki sürekli büyüyen alanlarda iyonize hale geldi.
Bir anda, bu küreler o kadar büyümüştü ki, tamamen örtüşüyorlardı; buna “yeniden iyonlaşma çağı” denir. O zamana kadar, ultraviyole radyasyon atomlar tarafından emildi, ancak Evren de şimdi bu radyasyona karşı şeffaf hale geldi. Daha önce, bu ilk yıldızlardan ve galaksilerden gelen ultraviyole ışık büyük mesafelerde görülemedi, ancak şimdi Evren aniden parlak nesnelerle doluydu. Bu nedenle, “rekombinasyon” ve “yeniden iyonizasyon” dönemleri arasındaki zaman aralığına “Karanlık Çağlar” denir.
“Karanlık Çağlar” ın sonu ne zamandı?
Yeniden iyonizasyonun kesin dönemi astronomlar arasında aktif bir tartışma konusudur, ancak yer ve uzay gözlemlerinden elde edilen son sonuçlar “Karanlık Çağların” birkaç yüz milyon yıl sürdüğünü göstermektedir. Bu ilk olaylar ne zaman gerçekleştiğini daha iyi belirlemeye çalışan çeşitli araştırma programları devam etmektedir. Bunun için, Evrendeki en erken ve dolayısıyla en uzak nesneleri bulmak ve incelemek gerekir - ve bu çok zorlu bir gözlemsel çabadır.
Işık, mesafenin karesi ile soluklaşır ve bir nesneyi gözlemlemek için uzaya ne kadar uzağa bakarsak - ve bu yüzden onu daha geriye doğru görürsek - sönük görünür. Aynı zamanda, loş ışığı Evrenin genişlemesi nedeniyle spektrumun kırmızı bölgesine doğru kaydırılır - mesafe ne kadar büyük olursa, gözlemlenen kırmızıya kayma o kadar büyük olur [3].
Lyman-alfa emisyon hattı
Yer tabanlı teleskoplarla, en ince tespit limitleri spektrumun görünür kısmındaki gözlemlerle elde edilir. Bu nedenle çok uzaktaki nesnelerin tespiti, görünür bölgeye kırmızıya kaymış ultraviyole spektral imzaların gözlemlenmesini gerektirir. Normalde, gökbilimciler bunun için dinlenme dalga boyu 121.6 nm olan kırmızıya kaymış Lyman-alfa spektral emisyon hattını kullanırlar; heyecanlı bir durumdan temel durumlarına geçtiklerinde hidrojen atomları tarafından yayılan fotonlara karşılık gelir.
Bu nedenle en uzak gökadaları aramanın açık bir yolu, Lyman-alfa emisyonunu mümkün olan en kırmızı (en uzun) dalga boylarında aramaktır. Gözlenen Lyman-alfa hattının dalga boyu ne kadar uzun olursa, kırmızıya kayma ve mesafe o kadar büyük olur ve galaksiyi gördüğümüz dönem o kadar erken ve “Karanlık Çağlar'ın sonunu işaretleyen ana doğru yaklaşıyoruz. ”.
Astronomik enstrümanlarda (ticari dijital kameralarda olduğu gibi) kullanılan CCD dedektörleri, yaklaşık 1000 nm'ye (1 m) kadar olan dalga boylarına, yani çok yakın kızılötesi spektral bölgede, olabilecek en kırmızı ışığın ötesine karşı duyarlıdır. insan gözü tarafından yaklaşık 700-750 nm'de algılanmalıdır.
Parlak kızılötesi gece gökyüzü
Ancak bu tür işler için başka bir sorun daha var. Uzak galaksilerden gelen hafif Lyman-alfa emisyonu arayışı, tüm yer tabanlı teleskopların bakması gereken karasal atmosferin de ışık yaymasıyla karmaşıktır. Bu, özellikle, yüzlerce ayrı emisyon hattının, yaklaşık 80 km yükseklikte karasal atmosferde bulunan hidroksil molekülünden (OH radikali) kaynaklandığı spektrumun kırmızı ve kızılötesine yakın kısmında böyledir (bkz. PR Fotoğraf 13a / 03).
Gökbilimcilerin “gökyüzü arka planı” olarak adlandırdığı bu güçlü emisyon, göksel nesnelerin kızıl ötesi dalga boylarında yer tabanlı teleskoplarla tespit edilebileceği solukluk sınırından sorumludur. Bununla birlikte, bu emisyon hatlarının çok daha zayıf olduğu neyse ki spektral “düşük OH-arka planı” aralıkları vardır, böylece yer gözlemlerinden daha zayıf bir tespit sınırına izin verilir. 820 ve 920 nm dalga boylarına yakın PR Fotoğraf 13a / 03'te bu tür iki karanlık gökyüzü görülmektedir.
Bu yönleri göz önünde bulundurarak, en uzak galaksileri verimli bir şekilde araştırmanın umut verici bir yolu, dar bantlı bir optik filtre vasıtasıyla 920 nm'ye yakın dalga boylarında gözlemlemektir. Bu filtrenin spektral genişliğinin yaklaşık 10 nm'ye uyarlanması, gökyüzü emisyonunun olumsuz etkisini en aza indirirken, filtreyle eşleşen spektral bir hatta yayıldığında göksel nesnelerden mümkün olduğunca fazla ışığın algılanmasına izin verir.
Başka bir deyişle, uzaktaki nesnelerden toplanan maksimum ışık ve karasal atmosferden gelen minimum rahatsız edici ışık ile bu uzak nesneleri algılama şansı en uygunudur. Gökbilimciler, bu dalga boyunda emisyon çizgileri gösteren nesnelerin “kontrastı en üst düzeye çıkarma” konusunu konuşuyorlar.
CFHT Arama Programı
Yukarıdaki hususlara dayanarak, uluslararası bir gökbilimciler ekibi [2], Mauna Kea'daki (Hawaii, ABD) Kanada-Fransa-Hawaii teleskopunda CFH12K cihazına yakın kızılötesi dalga boyunda 920 nm merkezli dar bantlı bir optik filtre taktı. son derece uzak gökadalar aramak için. CFH12K, CFHT'nin ana odak noktasında kullanılan ve yakl. 30 x 40 arcmin2, dolunaydan biraz daha büyük [5].
Gökbilimciler, farklı filtrelerden alınan aynı gökyüzü alanının görüntülerini karşılaştırarak, NB920 görüntüsünde nispeten “parlak” ve diğer filtrelerden elde edilen karşılık gelen görüntülerde “soluk” (veya görünmeyen) görünen nesneleri tanımlayabildiler. . PR Photo 13b / 03'te çarpıcı bir örnek gösterilmektedir - merkezdeki nesne 920nm görüntüde iyi görülebilir, ancak diğer görüntülerde hiç görülmez.
Böyle sıra dışı bir renge sahip bir nesne için en olası açıklama, güçlü Lyman-alfa emisyon hattının gözlenen dalga boyunun, kırmızıya kayma nedeniyle 920 nm'ye yakın olduğu çok uzak bir gökada olmasıdır. Galaksi tarafından Lyman-alfa'dan daha kısa dalga boylarında yayılan herhangi bir ışık, interstellar ve galaksiler arası hidrojen gazı ile güçlü bir şekilde emilir; nesnenin diğer tüm filtrelerde görünmemesinin nedeni budur.
VLT spektrumu
Bu nesnenin gerçek doğasını öğrenmek için, spektrumunu gözlemleyerek spektroskopik bir takip yapmak gerekir. Bu, ESO Paranal Gözlemevi'ndeki 8.2 m m VLT YEPUN teleskopunda FORS 2 çok modlu cihazla gerçekleştirildi. Bu tesis, bu tür çok zorlu gözlemler için kırmızı renkte orta derecede spektral çözünürlük ve yüksek hassasiyetin mükemmel bir kombinasyonunu sunar. Elde edilen (zayıf) spektrum, PR Fotoğraf 13c / 03'te gösterilmiştir.
PR Fotoğraf 13d / 03, PR Fotoğraf 13c / 03'te gösterilen görüntüden çıkarıldıktan sonra nesnenin son (“temizlenmiş”) spektrumunun bir izini gösterir. Bir geniş emisyon hattı açıkça algılanır (merkezin solunda; kesici uçta büyütülür). Asimetriktir, mavi (sol) tarafına bastırılır. Bu, çizginin solunda hiçbir süreklilik ışığı tespit edilmemesi gerçeğiyle birleşince, Lyman-alfa çizgisinin açık bir spektral imzasıdır: Lyman-alfadan “daha mavi” olan fotonlar galaksinin kendisinde bulunan gaz tarafından büyük ölçüde emilir. ve Dünya ile nesne arasındaki görüş hattı boyunca galaksiler arası ortamda.
Spektroskopik gözlemler bu nedenle astronomların bu çizgiyi kesin olarak Lyman-alfa olarak tanımlamasına ve bu nedenle bu belirli nesnenin uzak mesafesini (yüksek kırmızıya kayma) doğrulamasına izin verdi. Ölçülen kırmızıya kayma 6.17'dir ve bu nesneyi şimdiye kadar tespit edilen en uzak gökadalardan biri yapar. “Z6VDF J022803-041618” adını aldı - bu biraz hantal bir ismin ilk kısmı ankete atıfta bulunuyor ve ikincisi bu galaksinin gökyüzündeki konumunu gösteriyor.
Erken Evrende Yıldız Işığı
Ancak, bu gözlemler sürpriz olmadan gelmedi! Gökbilimciler, Lyman-alfa çizgisini 920 nm spektral pencerenin ortasındaki nesneden tespit etmeyi ummuşlardı (ve beklenen). Bununla birlikte, Lyman-alfa hattı bulunurken, biraz daha kısa bir dalga boyuna yerleştirildi.
Bu nedenle, bu galaksinin dar bantlı (NB920) görüntüde “parlak” olmasına neden olan Lyman-alfa emisyonu değil, Lyman-alfa'dan daha uzun dalga boylarında “sürekli” emisyon. Bu radyasyon, PR Photo 13c / 03'te yatay, dağınık bir çizgi olarak çok hafif bir şekilde görülebilir.
Bunun bir sonucu, 6.17'nin ölçülen kırmızıya kaymasının, orijinal olarak öngörülen yaklaşık 6,5'lik kırmızıya kaymadan daha düşük olmasıdır. Bir diğeri, z6VDF J022803-041618'in hidrojen yıldızlarından (Lyman-alfa hattı) emisyonla değil, büyük yıldızlarından gelen ışıkla (“sürekli”) tespit edilmesidir.
Bu ilginç sonuç, özellikle uzak gökadaların spektrumlarında her zaman bulunmayabilecek olan Lyman-alfa emisyon hattına güvenmek zorunda kalmadan, bu muazzam mesafedeki galaksileri tespit etmenin mümkün olduğunu gösterdiğinden özellikle ilgi çekicidir. Bu, gökbilimcilere erken Evren'deki galaksi nüfusunun daha eksiksiz bir resmini sağlayacaktır.
Dahası, bu uzak galaksilerin giderek daha fazla gözlemlenmesi, bu çağda Evrenin iyonlaşma durumunu daha iyi anlamaya yardımcı olacaktır: Bu galaksiler tarafından yayılan ultraviyole ışık bize “nötr” Evrende, yani yeniden iyonizasyon gerçekleşmeden önce ulaşmamalıdır. . Bu tür galaksiler için av, şimdi Karanlık Çağlardan geçişin nasıl gerçekleştiğini açıklığa kavuşturmaya başladı!
Orijinal Kaynak: ESO Haber Bülteni
