אשראי תמונה: ESO
צוות אסטרונומים שבסיסו בהוואי גילה גלקסיה רחוקה שנמצאת במרחק של 12.8 מיליארד שנות אור, ומראה לנו איך נראה היקום כשהיה בן 900 מיליון שנה בלבד. הם מצאו את הגלקסיה באמצעות מצלמה מיוחדת שהותקנה בטלסקופ קנדה-צרפת-הוואי, המחפשת חפצים רחוקים בתדר אור ספציפי מאוד. על ידי חשיפת הגלקסיה הזו, שנמצאת בקבוצת הכוכבים של צטוס, ממש בסמוך לכוכב מירה, פיתח הצוות מתודולוגיה חדשה לגילוי חפצים מרוחקים, אשר אמורה לסייע לצופות העתיד להסתכל עוד יותר אל העבר.
בעזרת טלסקופים וכלים משופרים התאפשרו תצפיות על גלקסיות מרוחקות וקלושות במיוחד שהיו עד לאחרונה חלומותיהם של האסטרונומים.
חפץ אחד כזה נמצא על ידי צוות אסטרונומים [2] עם מצלמת שטח רחבה שהותקנה בטלסקופ קנדה-צרפת-הוואי במאונה קאה (הוואי, ארה"ב) במהלך חיפוש אחר גלקסיות רחוקות במיוחד. ייעודו "z6VDF J022803-041618", הוא התגלה בגלל צבעו יוצא הדופן, כשהוא גלוי רק בתמונות המתקבלות באמצעות פילטר אופטי מיוחד המבודד אור בפס צר כמעט אינפרא אדום.
ספקטרום מעקב של אובייקט זה באמצעות מכשיר ה- FORS2 הרב-מצבי בטלסקופ ESO Very Large Telecope (VLT) אישר שמדובר בגלקסיה מרוחקת מאוד (המשמרת האדומה היא 6.17 [3]). זה נראה כפי שהיה כאשר היקום היה בן 900,000 שנה בלבד.
z6VDF J022803-041618 היא אחת הגלקסיות הרחוקות ביותר אשר עבורם הושגו ספקטרומים עד כה. מעניין לציין שהוא התגלה בגלל האור שנפלט מכוכביו המסיביים ולא, כמצופה במקור, מפליטת גז מימן.
היסטוריה קצרה של היקום הקדום
מרבית המדענים מסכימים כי היקום נבע ממצב התחלתי חם וצפוף במיוחד במפץ הגדול. מהתצפיות האחרונות עולה כי אירוע מכריע זה התרחש לפני כ 13,700 מיליון שנה.
במהלך הדקות הראשונות הופקו כמויות אדירות של גרעיני מימן והליום עם פרוטונים ונויטרונים. היו גם המון אלקטרונים חופשיים ובמהלך התקופה שלאחר מכן, הפוטונים הרבים פוזרו מאלה ומהגרעינים האטומיים. בשלב זה היקום היה אטום לחלוטין.
לאחר כמאה אלף שנה היקום התקרר לכמה אלפי מעלות והגרעינים והאלקטרונים התחברו כעת ליצירת אטומים. הפוטונים אז כבר לא היו מפוזרים מאלה והיקום הפך לפתע שקוף. הקוסמולוגים מתייחסים לרגע זה כאל "תקופת השילוב מחדש". קרינת הרקע במיקרוגל שאנו צופים כעת מכל הכיוונים מציגה את מצב האחידות הגדולה ביקום באותה תקופה רחוקה.
בשלב הבא, האטומים הקדומים - שיותר מ- 99% מהם היו מימן והליום - התניידו זה בזה והחלו ליצור עננים ענקיים שמהם יצאו מאוחר יותר כוכבים וגלקסיות. דור הכוכבים הראשון, ומאוחר יותר, הגלקסיות והקוואזרים הראשונים [4], ייצרו קרינה אולטרה סגולה אינטנסיבית. אולם קרינה זו לא נסעה רחוק מאוד, למרות העובדה שהיקום הפך שקוף לפני זמן רב. הסיבה לכך היא שהפוטונים האולטרה סגול (אורך גל קצר) ייקלטו מייד על ידי אטומי המימן, ויטילו אלקטרונים מאותם האטומים, ואילו פוטונים באורך גל ארוך יותר יכולים לנוע הרבה יותר רחוק. הגז הבין-גלקטי הפך אפוא למוננן בתחומים הולכים וגדלים סביב המקורות המייננים.
ברגע מסוים התחומים הללו הפכו גדולים כל כך שהם חופפים לחלוטין; זה מכונה "תקופת היינון מחדש". עד אז הקרינה האולטרה סגולה נקלטה על ידי האטומים, אך היקום הפך כעת שקוף לקרינה זו. לפני כן, את האור האולטרה-סגול מאותם כוכבים וגלקסיות ראשונים לא ניתן היה לראות לאורך מרחקים גדולים, אולם כעת נראה שהיקום מלא מלא בחפצים בהירים. מסיבה זו מכונה מרווח הזמן בין התקופות של "קומבינציה מחדש" ל"יינון מחדש "כ"גילאים אפלים".
מתי הסתיים "ימי הביניים האפלים"?
העידן המדויק של היינון מחדש הוא נושא לוויכוח פעיל בקרב אסטרונומים, אך התוצאות האחרונות מהתצפיות בשטח ובחלל מצביעות על כך ש"ימי הביניים האפלים "נמשכו כמה מאות מיליוני שנים. כעת נערכות תוכניות מחקר שונות המנסות לקבוע טוב יותר מתי אירועים מוקדמים אלה התרחשו. לשם כך, חובה למצוא וללמוד בפירוט את האובייקטים המוקדמים ביותר, ומכאן, הרחוקים ביותר ביקום - וזו מאמץ תצפיתי תובעני ביותר.
האור מעומעם בריבוע המרחק וככל שאנו צופים בחלל להתבוננות בחפץ - ולכן ככל שאחריו אנו רואים אותו - ככל שהוא נראה חלש יותר. במקביל, האור העמום שלו מוזז לכיוון האזור האדום של הספקטרום עקב התפשטות היקום - ככל שהמרחק גדול יותר, כך הופך ההיסט האדום שנצפה גדול יותר [3].
קו פליטת Lyman-alpha
בעזרת טלסקופים מבוססי קרקע, מגבלות הגילוי הקלשות ביותר מושגות על ידי תצפיות בחלק הגלוי של הספקטרום. איתור עצמים רחוקים מאוד מחייב אפוא תצפיות על חתימות ספקטרליות אולטרה סגולות שהועברו לאזור הגלוי. בדרך כלל, האסטרונומים משתמשים לצורך זה בפליטת הפליטה הספקטרלית של Lyman-alpha בעלת אורך גל מנוחה 121.6 ננומטר; זה תואם פוטונים שנפלטים על ידי אטומי מימן כאשר הם משתנים ממצב נרגש למצבם הבסיסי.
דרך אחת ברורה לחפש אחר הגלקסיות הרחוקות ביותר היא אפוא לחפש פליטת Lyman-alpha באורך הגל האדום (הארוך ביותר) האפשרי. ככל שאורך הגל של קו Lyman-alpha שנצפה ארוך יותר, כך הוא הסטה האדום והמרחק גדול יותר, והקודם הוא העידן בו אנו רואים את הגלקסיה וככל שאנו מתקרבים יותר לרגע שסימן את סוף "ימי הביניים האפלים" ”.
גלאי CCD המשמשים בכלים אסטרונומיים (כמו גם במצלמות דיגיטליות מסחריות) רגישים לאור באורכי גל של עד 1000 ננומטר (1? מ '), כלומר באזור הספקטרלי הקרוב מאוד לאינפרא אדום, מעבר לאור האדום ביותר שיכול להיתפס בעין האנושית בסביבות 700-750 ננומטר.
שמי הלילה הקרובים לאינפרא אדום
עם זאת, יש בעיה נוספת בעבודה מסוג זה. החיפוש אחר פליטת Lyman-alpha קלושה מגלקסיות מרוחקות מסובך מהעובדה שהאווירה היבשתית - דרכה חייבים כל הטלסקופים היבשתיים להסתכל - פולטת גם היא אור. זה במיוחד זה בחלק האדום והקרוב לאינפרא אדום של הספקטרום בו מאות קווי פליטה נפרדים מקורם במולקולת ההידרוקסיל (רדיקל OH) שנמצאת באטמוספירה היבשתית העליונה בגובה של כ 80 ק"מ (ראו צילום PR 13 א / 03).
פליטה חזקה זו שאליה מכנים האסטרונומים "רקע שמיים" אחראית למגבלת העילפון שבה ניתן לאתר אובייקטים שמימיים באמצעות טלסקופים מבוססי קרקע באורך גל כמעט אינפרא אדום. עם זאת, למרבה המזל ישנם פערים ספקטרליים של "רקע OH נמוך", כאשר קווי פליטה אלה הם הרבה יותר חלשים, ובכך מאפשרים גבול איתור חלש יותר מתצפיות בשטח. שני "חלונות שמים כהים" כאלה ניכרים בתמונות PR 13a / 03 בקרבת אורכי גל של 820 ו- 920 ננומטר.
בהתחשב בהיבטים אלה, דרך מבטיחה לחפש ביעילות את הגלקסיות הרחוקות ביותר היא אפוא להתבונן באורכי גל סמוכים ל 920 ננומטר באמצעות פילטר אופטי בעל פס צר. התאמת רוחב הספקטרליות של מסנן זה לכ- 10 ננומטר מאפשרת לזהות כמה שיותר אור מהאובייקטים השמימיים כאשר הם נפלטים בקו ספקטרלי התואם את המסנן, תוך צמצום ההשפעה השלילית של פליטת השמים.
במילים אחרות, עם מקסימום אור שנאסף מהעצמים הרחוקים ומינימום של אור מטריד מהאטמוספרה היבשתית, הסיכוי לאתר את אותם עצמים רחוקים הם מיטביים. האסטרונומים מדברים על "מקסימום הניגודיות" של עצמים המציגים קווי פליטה באורך גל זה.
תוכנית החיפוש CFHT
על סמך השיקולים לעיל, צוות בינלאומי של אסטרונומים [2] התקין מסנן אופטי בעל רצועה צרה שמרכזו באורך הגל הקרוב לאינפרא אדום 920 ננומטר על מכשיר ה- CFH12K בטלסקופ קנדה-צרפת-הוואי על מאונה קאה (הוואי, ארה"ב) לחפש גלקסיות מרוחקות במיוחד. CFH12K היא מצלמת שטח רחבה המשמשת במוקד העיקרי של ה- CFHT, ומספקת שדה ראיה של כ. 30X40 arcmin2, גדול מעט מהירח המלא [5].
על ידי השוואת תמונות מאותו שדה שמיים שצולמו באמצעות פילטרים שונים, האסטרונומים הצליחו לזהות עצמים שנראים יחסית "בהירים" בתמונת NB920 ו"מתעלפים "(או אפילו אינם נראים לעין) בתמונות המתאימות שהתקבלו דרך המסננים האחרים. . דוגמה בולטת מוצגת בתמונות PR 13b / 03 - האובייקט במרכז נראה היטב בתמונת 920 ננומטר, אך בכלל לא בתמונות האחרות.
ההסבר הסביר ביותר לאובייקט עם צבע כה יוצא דופן הוא שמדובר בגלקסיה רחוקה מאוד שעבורה אורך הגל הנצפה של קו פליטת Lyman-alpha חזק הוא קרוב ל 920 ננומטר, בגלל המשמרת האדומה. כל אור שנפלט על ידי הגלקסיה באורכי גל קצר יותר מ- Lyman-alpha נספג חזק על ידי התערבות בין גז מימי בין-כוכבי וגלאקטי; זו הסיבה שהאובייקט אינו גלוי בכל המסננים האחרים.
ספקטרום ה- VLT
על מנת ללמוד את טיבו האמיתי של אובייקט זה, יש צורך לבצע מעקב ספקטרוסקופי, על ידי התבוננות בספקטרום שלו. הדבר הושג באמצעות מכשיר ה- FORS 2 הרב-מצבי בטלסקופ VLT YEPUN, 8.2 מ 'במצפה הפרנל של ESO. מתקן זה מספק שילוב מושלם של רזולוציה ספקטרלית בינונית ורגישות גבוהה באדום עבור סוג זה של תצפית מאוד תובענית. הספקטרום שהתקבל (קלוש) נוצר בתמונות PR 13c / 03.
PR Photo 13d / 03 מציג התחקות אחר הספקטרום הסופי ("מנקים") של האובייקט לאחר מיצוי מהתמונה המוצגת בתמונות PR 13c / 03. קו פליטה רחב אחד מתגלה בבירור (משמאל למרכז; מוגדל בתוספת). זה אסימטרי, כשהוא מדוכא בצד הכחול (השמאלי). זה, בשילוב העובדה ששום שמאל של הקו לא מזוהה אור רצף, הוא חתימה ספקטרלית ברורה של קו Lyman-alpha: פוטונים "כחולים יותר" מאשר Lyman-alpha נספגים בכבדות על ידי הגז הקיים בגלקסיה עצמה. , ובמדיום הבין-גלקטי לאורך קו הראייה בין כדור הארץ לאובייקט.
התצפיות הספקטרוסקופיות איפשרו אפוא לאסטרונומים לזהות באופן חד משמעי קו זה כ- Lyman-alpha, ולכן לאשר את המרחק הגדול (שינוי אדום אדום) של אובייקט מסוים זה. המשמרת האדומה שנמדדה היא 6.17, מה שהופך את האובייקט הזה לאחת הגלקסיות הרחוקות ביותר שהתגלו אי פעם. היא קיבלה את הכינוי "z6VDF J022803-041618" - החלק הראשון של שם זה מעט מסורבל מתייחס לסקר והשני מציין את מיקומה של גלקסיה זו בשמיים.
אור כוכבים ביקום הקדום
עם זאת, תצפיות אלה לא הגיעו ללא הפתעה! האסטרונומים קיוו (וציפו) לזהות את קו Lyman-alpha מהאובייקט במרכז החלון הספקטרלי 920 ננומטר. עם זאת, בעוד שנמצא קו Lyman-alpha, הוא היה ממוקם באורך גל קצת יותר קצר.
לפיכך, לא פליטת Lyman-alpha היא שגרמה לגלקסיה זו להיות "בהירה" בתמונת הפס הצרה (NB920), אלא פליטת "רצף" באורך גל ארוך יותר מזו של Lyman-Alpha. קרינה זו נראית מאוד קלושה כקו אופקי ומפוזר בתצלום PR 13c / 03.
תוצאה אחת היא שההיסטה האדומה שנמדדה של 6.17 נמוכה מההיסטה האדומה שחזתה במקור של 6.5. דבר נוסף הוא ש- z6VDF J022803-041618 התגלה על ידי האור מכוכביו האדירים ("הרצף") ולא על ידי פליטה מגז מימן (קו Lyman-alpha).
מסקנה מעניינת זו מעניינת במיוחד שכן היא מראה כי באופן עקרוני ניתן לגלות גלקסיות במרחק עצום זה מבלי להידרש לסמוך על קו פליטת Lyman-alpha, שאולי לא תמיד קיים בספקטרום של הגלקסיות הרחוקות. זה יספק לאסטרונומים תמונה שלמה יותר של אוכלוסיית הגלקסיה ביקום הקדום.
יתר על כן, התבוננות יותר ויותר בגלקסיות הרחוקות הללו תעזור להבין טוב יותר את מצב היינון של היקום בעידן זה: האור האולטרה-סגול שנפלט על ידי הגלקסיות הללו לא אמור להגיע אלינו ביקום "ניטרלי", כלומר לפני שהיינון מחדש התרחש . המצוד אחר גלקסיות נוספות כאלה הוא עכשיו כדי להבהיר כיצד קרה המעבר מימי האפל!
המקור המקורי: פרסום חדשות ESO
