Bildnachweis: ESO
Ein in Hawaii ansässiges Team von Astronomen hat eine 12,8 Milliarden Lichtjahre entfernte Galaxie entdeckt, die uns zeigt, wie das Universum aussah, als es erst 900 Millionen Jahre alt war. Sie fanden die Galaxie mithilfe einer speziellen Kamera, die am Teleskop Kanada-Frankreich-Hawaii installiert ist und nach entfernten Objekten mit einer ganz bestimmten Lichtfrequenz sucht. Durch die Entdeckung dieser Galaxie im Sternbild Cetus in der Nähe des Sterns Mira hat das Team eine neue Methode zur Entdeckung entfernter Objekte entwickelt, die zukünftigen Beobachtern helfen soll, noch weiter in die Vergangenheit zu schauen.
Mit verbesserten Teleskopen und Instrumenten sind Beobachtungen extrem abgelegener und schwacher Galaxien möglich geworden, die bis vor kurzem die Träume der Astronomen waren.
Ein solches Objekt wurde von einem Team von Astronomen [2] mit einer am Kanada-Frankreich-Hawaii-Teleskop in Mauna Kea (Hawaii, USA) installierten Weitfeldkamera bei der Suche nach extrem weit entfernten Galaxien gefunden. Mit der Bezeichnung „z6VDF J022803-041618“ wurde es aufgrund seiner ungewöhnlichen Farbe erkannt und nur auf Bildern sichtbar, die mit einem speziellen optischen Filter aufgenommen wurden, der Licht in einem schmalen Nahinfrarotband isoliert.
Ein Follow-up-Spektrum dieses Objekts mit dem FORS2-Multimode-Instrument am ESO Very Large Telescope (VLT) bestätigte, dass es sich um eine sehr entfernte Galaxie handelt (die Rotverschiebung beträgt 6,17 [3]). Es wird so gesehen, als das Universum nur etwa 900 Millionen Jahre alt war.
z6VDF J022803-041618 ist eine der am weitesten entfernten Galaxien, für die bisher Spektren erhalten wurden. Interessanterweise wurde es aufgrund des Lichts entdeckt, das von seinen massiven Sternen emittiert wird, und nicht wie ursprünglich erwartet durch die Emission von Wasserstoffgas.
Eine kurze Geschichte des frühen Universums
Die meisten Wissenschaftler sind sich einig, dass das Universum von einem heißen und extrem dichten Ausgangszustand in einem Urknall ausging. Die jüngsten Beobachtungen zeigen, dass dieses entscheidende Ereignis vor etwa 13.700 Millionen Jahren stattgefunden hat.
In den ersten Minuten wurden enorme Mengen an Wasserstoff- und Heliumkernen mit Protonen und Neutronen erzeugt. Es gab auch viele freie Elektronen und während der folgenden Epoche wurden die zahlreichen Photonen von diesen und den Atomkernen gestreut. Zu diesem Zeitpunkt war das Universum völlig undurchsichtig.
Nach etwa 100.000 Jahren hatte sich das Universum auf einige tausend Grad abgekühlt und die Kerne und Elektronen vereinigten sich nun zu Atomen. Die Photonen wurden dann nicht mehr von diesen gestreut und das Universum wurde plötzlich transparent. Kosmologen bezeichnen diesen Moment als "Rekombinationsepoche". Die Mikrowellen-Hintergrundstrahlung, die wir jetzt aus allen Richtungen beobachten, zeigt den Zustand großer Gleichmäßigkeit im Universum in dieser fernen Epoche.
In der nächsten Phase bewegten sich die Uratome - mehr als 99% davon aus Wasserstoff und Helium - zusammen und bildeten riesige Wolken, aus denen später Sterne und Galaxien hervorgingen. Die erste Generation von Sternen und etwas später die ersten Galaxien und Quasare [4] erzeugten intensive ultraviolette Strahlung. Diese Strahlung reiste jedoch nicht sehr weit, obwohl das Universum vor langer Zeit transparent geworden war. Dies liegt daran, dass die ultravioletten (kurzwelligen) Photonen sofort von den Wasserstoffatomen absorbiert werden und Elektronen von diesen Atomen „abschlagen“ würden, während längerwellige Photonen viel weiter wandern könnten. Das intergalaktische Gas wurde somit wieder in stetig wachsenden Kugeln um die ionisierenden Quellen ionisiert.
Irgendwann waren diese Kugeln so groß geworden, dass sie sich vollständig überlappten; Dies wird als "Epoche der Reionisierung" bezeichnet. Bis dahin wurde die ultraviolette Strahlung von den Atomen absorbiert, aber das Universum wurde nun auch für diese Strahlung transparent. Früher war das ultraviolette Licht dieser ersten Sterne und Galaxien nicht über große Entfernungen zu sehen, aber jetzt schien das Universum plötzlich voller heller Objekte zu sein. Aus diesem Grund wird das Zeitintervall zwischen den Epochen „Rekombination“ und „Reionisierung“ als „dunkles Zeitalter“ bezeichnet.
Wann war das Ende des „dunklen Zeitalters“?
Die genaue Epoche der Reionisierung ist Gegenstand aktiver Debatten unter Astronomen, aber die jüngsten Ergebnisse von Boden- und Weltraumbeobachtungen zeigen, dass das „Dunkle Zeitalter“ einige hundert Millionen Jahre dauerte. Derzeit laufen verschiedene Forschungsprogramme, die versuchen, besser festzustellen, wann diese frühen Ereignisse eingetreten sind. Dazu ist es notwendig, die frühesten und damit am weitesten entfernten Objekte im Universum zu finden und im Detail zu untersuchen - und dies ist ein sehr anspruchsvolles Beobachtungsvorhaben.
Das Licht wird durch das Quadrat der Entfernung gedimmt, und je weiter wir im Raum nach außen schauen, um ein Objekt zu beobachten - und je weiter wir es in der Zeit zurückblicken, desto schwächer erscheint es. Gleichzeitig wird sein schwaches Licht aufgrund der Ausdehnung des Universums in Richtung des roten Bereichs des Spektrums verschoben - je größer der Abstand, desto größer die beobachtete Rotverschiebung [3].
Die Lyman-Alpha-Emissionslinie
Bei bodengestützten Teleskopen werden die schwächsten Nachweisgrenzen durch Beobachtungen im sichtbaren Teil des Spektrums erreicht. Die Detektion sehr weit entfernter Objekte erfordert daher die Beobachtung ultravioletter spektraler Signaturen, die in den sichtbaren Bereich rotverschoben wurden. Normalerweise verwenden die Astronomen dafür die rotverschobene Lyman-Alpha-Spektralemissionslinie mit einer Restwellenlänge von 121,6 nm; es entspricht Photonen, die von Wasserstoffatomen emittiert werden, wenn sie von einem angeregten Zustand in ihren Grundzustand wechseln.
Eine naheliegende Methode zur Suche nach den am weitesten entfernten Galaxien ist daher die Suche nach Lyman-Alpha-Emissionen bei den rotesten (längsten) möglichen Wellenlängen. Je länger die Wellenlänge der beobachteten Lyman-Alpha-Linie ist, desto größer ist die Rotverschiebung und die Entfernung, und desto früher ist die Epoche, in der wir die Galaxie sehen, und desto näher kommen wir dem Moment, der das Ende des „dunklen Zeitalters“ markiert ”.
CCD-Detektoren, die in astronomischen Instrumenten (sowie in kommerziellen Digitalkameras) verwendet werden, sind empfindlich gegenüber Licht mit Wellenlängen bis zu etwa 1000 nm (1 & mgr; m), dh im Spektralbereich im nahen Infrarot, jenseits des rotesten Lichts, das dies kann vom menschlichen Auge bei etwa 700-750 nm wahrgenommen werden.
Der helle Nachthimmel im nahen Infrarot
Es gibt jedoch ein anderes Problem für diese Art von Arbeit. Die Suche nach schwacher Lyman-Alpha-Emission aus fernen Galaxien wird durch die Tatsache erschwert, dass die Erdatmosphäre - durch die alle bodengestützten Teleskope schauen müssen - auch Licht emittiert. Dies gilt insbesondere für den roten und nahinfraroten Teil des Spektrums, wo Hunderte diskreter Emissionslinien vom Hydroxylmolekül (dem OH-Radikal) stammen, das in der oberen Erdatmosphäre in einer Höhe von etwa 80 km vorhanden ist (siehe PR-Foto) 13a / 03).
Diese starke Emission, die die Astronomen als „Himmelshintergrund“ bezeichnen, ist für die Ohnmachtsgrenze verantwortlich, bei der Himmelsobjekte mit bodengestützten Teleskopen bei Wellenlängen im nahen Infrarot erfasst werden können. Glücklicherweise gibt es jedoch Spektralintervalle mit „niedrigem OH-Hintergrund“, in denen diese Emissionslinien viel schwächer sind, was eine schwächere Nachweisgrenze für Bodenbeobachtungen ermöglicht. Zwei solche "Dark-Sky-Fenster" sind in PR Photo 13a / 03 in der Nähe von Wellenlängen von 820 und 920 nm zu sehen.
Unter Berücksichtigung dieser Aspekte besteht eine vielversprechende Möglichkeit zur effizienten Suche nach den am weitesten entfernten Galaxien darin, Wellenlängen nahe 920 nm mithilfe eines schmalbandigen optischen Filters zu beobachten. Durch Anpassen der spektralen Breite dieses Filters an etwa 10 nm kann so viel Licht wie möglich von den Himmelsobjekten erfasst werden, wenn es in einer dem Filter entsprechenden Spektrallinie emittiert wird, während der nachteilige Einfluss der Himmelsemission minimiert wird.
Mit anderen Worten, mit einem Maximum an Licht, das von den entfernten Objekten gesammelt wird, und einem Minimum an störendem Licht aus der Erdatmosphäre sind die Chancen für die Erkennung dieser entfernten Objekte optimal. Die Astronomen sprechen von der „Maximierung des Kontrasts“ von Objekten, die Emissionslinien bei dieser Wellenlänge zeigen.
Das CFHT-Suchprogramm
Basierend auf den obigen Überlegungen installierte ein internationales Team von Astronomen [2] ein schmalbandiges optisches Filter, das bei der Wellenlänge 920 nm im nahen Infrarot zentriert ist, am CFH12K-Instrument am Teleskop Kanada-Frankreich-Hawaii auf Mauna Kea (Hawaii, USA). nach extrem weit entfernten Galaxien zu suchen. Die CFH12K ist eine Weitfeldkamera, die im Hauptfokus der CFHT eingesetzt wird und ein Sichtfeld von ca. 30 x 40 arcmin2, etwas größer als der Vollmond [5].
Durch den Vergleich von Bildern desselben Himmelsfeldes, die durch verschiedene Filter aufgenommen wurden, konnten die Astronomen Objekte identifizieren, die im NB920-Bild vergleichsweise „hell“ und in den entsprechenden Bildern, die durch die anderen Filter erhalten wurden, „schwach“ (oder sogar nicht sichtbar) erscheinen . Ein auffälliges Beispiel zeigt PR Photo 13b / 03 - das Objekt in der Mitte ist im 920-nm-Bild gut sichtbar, in den anderen Bildern jedoch überhaupt nicht.
Die wahrscheinlichste Erklärung für ein Objekt mit solch einer ungewöhnlichen Farbe ist, dass es sich um eine sehr entfernte Galaxie handelt, für die die beobachtete Wellenlänge der starken Lyman-Alpha-Emissionslinie aufgrund der Rotverschiebung nahe 920 nm liegt. Jegliches Licht, das von der Galaxie bei Wellenlängen emittiert wird, die kürzer als Lyman-alpha sind, wird durch intervenierendes interstellares und intergalaktisches Wasserstoffgas stark absorbiert. Dies ist der Grund, warum das Objekt nicht in allen anderen Filtern sichtbar ist.
Das VLT-Spektrum
Um die wahre Natur dieses Objekts zu erfahren, ist es notwendig, ein spektroskopisches Follow-up durchzuführen, indem sein Spektrum beobachtet wird. Dies wurde mit dem Multimode-Instrument FORS 2 am 8,2-m-VLT-YEPUN-Teleskop am ESO Paranal Observatory erreicht. Diese Einrichtung bietet eine perfekte Kombination aus mäßiger spektraler Auflösung und hoher Empfindlichkeit im roten Bereich für diese Art von sehr anspruchsvoller Beobachtung. Das resultierende (schwache) Spektrum ist in PR Photo 13c / 03 dargestellt.
PR Photo 13d / 03 zeigt eine Verfolgung des endgültigen ("gereinigten") Spektrums des Objekts nach Extraktion aus dem in PR Photo 13c / 03 gezeigten Bild. Eine breite Emissionslinie ist deutlich zu erkennen (links von der Mitte; im Einsatz vergrößert). Es ist asymmetrisch und wird auf seiner blauen (linken) Seite niedergedrückt. Dies, zusammen mit der Tatsache, dass links von der Linie kein Kontinuumslicht detektiert wird, ist eine klare spektrale Signatur der Lyman-Alpha-Linie: Photonen, die „blauer“ als Lyman-Alpha sind, werden von dem in der Galaxie selbst vorhandenen Gas stark absorbiert und im intergalaktischen Medium entlang der Sichtlinie zwischen der Erde und dem Objekt.
Die spektroskopischen Beobachtungen ermöglichten es den Astronomen daher, diese Linie eindeutig als Lyman-alpha zu identifizieren und damit die große Entfernung (hohe Rotverschiebung) dieses bestimmten Objekts zu bestätigen. Die gemessene Rotverschiebung beträgt 6,17, was dieses Objekt zu einer der entferntesten Galaxien macht, die jemals entdeckt wurden. Es erhielt die Bezeichnung „z6VDF J022803-041618“ - der erste Teil dieses etwas unhandlichen Namens bezieht sich auf die Vermessung und der zweite Teil gibt die Position dieser Galaxie am Himmel an.
Sternenlicht im frühen Universum
Diese Beobachtungen kamen jedoch nicht ohne Überraschung! Die Astronomen hatten gehofft (und erwartet), die Lyman-Alpha-Linie vom Objekt in der Mitte des 920-nm-Spektralfensters aus zu erfassen. Während die Lyman-Alpha-Linie gefunden wurde, war sie auf einer etwas kürzeren Wellenlänge positioniert.
Daher war es nicht die Lyman-Alpha-Emission, die dazu führte, dass diese Galaxie im Schmalbandbild (NB920) „hell“ war, sondern die „Kontinuums“ -Emission bei Wellenlängen, die länger als die von Lyman-Alpha waren. Diese Strahlung ist in PR Photo 13c / 03 als horizontale, diffuse Linie sehr schwach sichtbar.
Eine Folge ist, dass die gemessene Rotverschiebung von 6,17 niedriger ist als die ursprünglich vorhergesagte Rotverschiebung von etwa 6,5. Ein weiterer Grund ist, dass z6VDF J022803-041618 durch Licht seiner massereichen Sterne (das „Kontinuum“) und nicht durch Emission von Wasserstoffgas (Lyman-Alpha-Linie) nachgewiesen wurde.
Diese interessante Schlussfolgerung ist von besonderem Interesse, da sie zeigt, dass es im Prinzip möglich ist, Galaxien in dieser enormen Entfernung zu detektieren, ohne sich auf die Lyman-Alpha-Emissionslinie verlassen zu müssen, die in den Spektren der entfernten Galaxien möglicherweise nicht immer vorhanden ist. Dies wird den Astronomen ein vollständigeres Bild der Galaxienpopulation im frühen Universum liefern.
Darüber hinaus hilft die Beobachtung von immer mehr dieser entfernten Galaxien, den Ionisationszustand des Universums in diesem Alter besser zu verstehen: Das von diesen Galaxien emittierte ultraviolette Licht sollte uns in einem „neutralen“ Universum nicht erreichen, dh bevor es zu einer erneuten Ionisation kam . Die Suche nach weiteren solchen Galaxien ist nun eröffnet, um zu klären, wie der Übergang vom dunklen Zeitalter geschehen ist!
Originalquelle: ESO-Pressemitteilung
