Afbeelding tegoed: ESO
Een team van astronomen uit Hawaï heeft een verre melkweg ontdekt op 12,8 miljard lichtjaar afstand, die ons laat zien hoe het heelal eruitzag toen het nog maar 900 miljoen jaar oud was. Ze hebben de melkweg gevonden door een speciale camera te gebruiken die op de Canada-Frankrijk-Hawaii-telescoop is geïnstalleerd en die naar verre objecten zoekt met een zeer specifieke lichtfrequentie. Door dit sterrenstelsel te ontdekken, gelegen in het sterrenbeeld Cetus, vlak bij de ster Mira, heeft het team een nieuwe methodologie ontwikkeld voor het ontdekken van verre objecten die toekomstige waarnemers zouden moeten helpen nog verder in het verleden te kijken.
Met verbeterde telescopen en instrumenten zijn waarnemingen van extreem afgelegen en zwakke sterrenstelsels mogelijk geworden die tot voor kort de dromen van astronomen waren.
Een dergelijk object werd gevonden door een team van astronomen [2] met een groothoekcamera die was geïnstalleerd bij de Canada-France-Hawaii-telescoop in Mauna Kea (Hawaii, VS) tijdens een zoektocht naar extreem verre sterrenstelsels. Aangewezen als “z6VDF J022803-041618”, werd het gedetecteerd vanwege zijn ongebruikelijke kleur, en was het alleen zichtbaar op beelden verkregen door een speciaal optisch filter dat licht isoleerde in een smalle nabij-infrarode band.
Een vervolgspectrum van dit object met het FORS2 multi-mode instrument bij de ESO Very Large Telescope (VLT) bevestigde dat het een heel ver sterrenstelsel is (de roodverschuiving is 6,17 [3]). Het wordt gezien zoals het was toen het heelal nog maar ongeveer 900 miljoen jaar oud was.
z6VDF J022803-041618 is een van de verste sterrenstelsels waarvoor tot dusver spectra zijn verkregen. Interessant is dat het werd ontdekt vanwege het licht dat wordt uitgezonden door de massieve sterren en niet, zoals oorspronkelijk werd verwacht, door emissie door waterstofgas.
Een korte geschiedenis van het vroege heelal
De meeste wetenschappers zijn het erover eens dat het heelal voortkwam uit een hete en extreem dichte begintoestand tijdens een oerknal. Uit de meest recente waarnemingen blijkt dat deze cruciale gebeurtenis ongeveer 13,700 miljoen jaar geleden plaatsvond.
Gedurende de eerste paar minuten werden enorme hoeveelheden waterstof- en heliumkernen met protonen en neutronen geproduceerd. Er waren ook veel vrije elektronen en tijdens het volgende tijdperk werden de talrijke fotonen verstrooid van deze en de atoomkernen. In dit stadium was het heelal volledig ondoorzichtig.
Na ongeveer 100.000 jaar was het heelal afgekoeld tot een paar duizend graden en de kernen en elektronen combineerden zich nu tot atomen. De fotonen werden er toen niet meer van verstrooid en het heelal werd plotseling transparant. Kosmologen noemen dit moment het 'recombinatie-tijdperk'. De achtergrondstraling die we nu vanuit alle richtingen waarnemen, geeft de toestand van grote uniformiteit in het heelal in dat verre tijdperk weer.
In de volgende fase bewogen de oeratomen - waarvan meer dan 99% uit waterstof en helium bestond - samen en begonnen ze enorme wolken te vormen waaruit later sterren en sterrenstelsels voortkwamen. De eerste generatie sterren en, wat later, de eerste sterrenstelsels en quasars [4], produceerden intensieve ultraviolette straling. Die straling reisde echter niet ver, ondanks het feit dat het heelal lang geleden transparant was geworden. Dit komt omdat de ultraviolette (korte golflengte) fotonen onmiddellijk zouden worden geabsorbeerd door de waterstofatomen, waardoor elektronen van die atomen zouden worden "afgestoten", terwijl fotonen met een langere golflengte veel verder zouden kunnen reizen. Het intergalactische gas werd dus opnieuw geïoniseerd in gestaag groeiende bollen rond de ioniserende bronnen.
Op een gegeven moment waren deze bollen zo groot geworden dat ze elkaar volledig overlapten; dit wordt het "tijdperk van re-ionisatie" genoemd. Tot die tijd werd de ultraviolette straling geabsorbeerd door de atomen, maar nu werd ook het heelal transparant voor deze straling. Voorheen was het ultraviolette licht van die eerste sterren en sterrenstelsels niet over grote afstanden te zien, maar nu leek het heelal plotseling vol heldere objecten te zijn. Om deze reden wordt het tijdsinterval tussen de tijdperken van "recombinatie" en "re-ionisatie" de "donkere middeleeuwen" genoemd.
Wanneer was het einde van de "donkere middeleeuwen"?
Het exacte tijdperk van re-ionisatie is een onderwerp van actieve discussie onder astronomen, maar recente resultaten van waarnemingen van de aarde en de ruimte geven aan dat de 'donkere middeleeuwen' een paar honderd miljoen jaar hebben geduurd. Er lopen nu verschillende onderzoeksprogramma's die proberen beter te bepalen wanneer deze vroege gebeurtenissen zich hebben voorgedaan. Hiervoor is het nodig om de vroegste en dus verste objecten in het heelal in detail te vinden en te bestuderen - en dit is een zeer veeleisende observatie-inspanning.
Licht wordt gedimd door het kwadraat van de afstand en hoe verder we in de ruimte kijken om een object te observeren - en daarom hoe verder terug in de tijd we het zien - hoe zwakker het wordt. Tegelijkertijd wordt het gedimde licht door de uitdijing van het heelal naar het rode gebied van het spectrum verschoven - hoe groter de afstand, hoe groter de waargenomen roodverschuiving [3].
De Lyman-alpha-emissielijn
Met telescopen op de grond worden de kleinste detectielimieten bereikt door waarnemingen in het zichtbare deel van het spectrum. De detectie van zeer ver verwijderde objecten vereist daarom observaties van ultraviolette spectrale handtekeningen die rood zijn verschoven naar het zichtbare gebied. Normaal gesproken gebruiken de astronomen hiervoor de roodverschoven Lyman-alfa-spectrale emissielijn met een rustgolflengte van 121,6 nm; het komt overeen met fotonen die worden uitgestoten door waterstofatomen wanneer ze veranderen van een aangeslagen toestand naar hun fundamentele toestand.
Een voor de hand liggende manier om naar de verste melkwegstelsels te zoeken, is daarom te zoeken naar Lyman-alfa-emissie bij de roodste (langste) mogelijke golflengten. Hoe langer de golflengte van de waargenomen Lyman-alfa-lijn, hoe groter de roodverschuiving en de afstand, en hoe vroeger het tijdperk is waarop we de melkweg zien en hoe dichter we bij het moment komen dat het einde markeerde van de 'donkere middeleeuwen' ”.
CCD-detectoren die worden gebruikt in astronomische instrumenten (en ook in commerciële digitale camera's) zijn gevoelig voor licht met golflengten tot ongeveer 1000 nm (1 urn), dat wil zeggen in het zeer nabij-infrarode spectrale gebied, voorbij het roodste licht dat kan worden waargenomen door het menselijk oog bij ongeveer 700-750 nm.
De heldere nabij-infrarood nachtelijke hemel
Er is echter nog een ander probleem bij dit soort werk. De zoektocht naar zwakke Lyman-alfa-emissie van verre sterrenstelsels wordt bemoeilijkt door het feit dat de aardse atmosfeer - waar alle telescopen op de grond doorheen moeten kijken - ook licht uitzendt. Dit is met name het geval in het rode en nabij-infrarode deel van het spectrum waar honderden afzonderlijke emissielijnen afkomstig zijn van het hydroxylmolecuul (het OH-radicaal) dat aanwezig is in de bovenste terrestrische atmosfeer op een hoogte van ongeveer 80 km (zie PR-foto 13a / 03).
Deze sterke emissie die de astronomen de 'hemelachtergrond' noemen, is verantwoordelijk voor de zwakheidsgrens waarop hemellichamen kunnen worden gedetecteerd met op de grond gebaseerde telescopen op nabij-infrarode golflengten. Er zijn echter gelukkig spectrale intervallen van "lage OH-achtergrond" waar deze emissielijnen veel zwakker zijn, waardoor een zwakkere detectielimiet van grondwaarnemingen mogelijk is. Twee van dergelijke "donkere luchtvensters" zijn duidelijk zichtbaar in PR Foto 13a / 03 nabij golflengten van 820 en 920 nm.
Gezien deze aspecten is een veelbelovende manier om efficiënt te zoeken naar de verste melkwegstelsels daarom het observeren op golflengten nabij 920 nm door middel van een smalbandig optisch filter. Door de spectrale breedte van dit filter aan te passen tot ongeveer 10 nm, kan zo veel mogelijk licht van de hemellichamen worden gedetecteerd wanneer het wordt uitgezonden in een spectraallijn die overeenkomt met het filter, terwijl de nadelige invloed van de hemelemissie wordt geminimaliseerd.
Met andere woorden, met een maximum aan licht dat van de verre objecten wordt verzameld en een minimum aan storend licht van de aardse atmosfeer, zijn de kansen om die verre objecten te detecteren optimaal. De astronomen praten over 'het contrast maximaliseren' van objecten die emissielijnen tonen op deze golflengte.
Het CFHT-zoekprogramma
Op basis van bovenstaande overwegingen heeft een internationaal team van astronomen [2] een smalbandig optisch filter gecentreerd rond de nabij-infrarode golflengte 920 nm geïnstalleerd op het CFH12K-instrument bij de Canada-France-Hawaii-telescoop op Mauna Kea (Hawaii, VS) om te zoeken naar verre sterrenstelsels. De CFH12K is een groothoekcamera die wordt gebruikt in het brandpunt van de CFHT, met een gezichtsveld van ca. 30 x 40 arcmin2, iets groter dan de volle maan [5].
Door afbeeldingen van hetzelfde hemelveld te vergelijken die door verschillende filters zijn genomen, konden de astronomen objecten identificeren die relatief "helder" lijken in het NB920-beeld en "zwak" (of zelfs niet zichtbaar zijn) in de corresponderende afbeeldingen verkregen via de andere filters . Een opvallend voorbeeld is te zien in PR Photo 13b / 03 - het object in het midden is goed zichtbaar in de 920nm-afbeelding, maar helemaal niet in de andere afbeeldingen.
De meest waarschijnlijke verklaring voor een object met zo'n ongebruikelijke kleur is dat het een heel ver sterrenstelsel is waarvoor de waargenomen golflengte van de sterke Lyman-alfa-emissielijn door de roodverschuiving dicht bij 920 nm ligt. Al het licht dat door het sterrenstelsel wordt uitgezonden op golflengten korter dan Lyman-alpha, wordt sterk geabsorbeerd door interveniërend interstellair en intergalactisch waterstofgas; dit is de reden dat het object niet zichtbaar is in alle andere filters.
Het VLT-spectrum
Om de ware aard van dit object te leren, is het nodig om een spectroscopische follow-up uit te voeren door het spectrum te observeren. Dit werd bereikt met het FORS 2 multi-mode instrument op de 8,2 m VLT YEPUN-telescoop van de ESO Paranal Observatory. Deze faciliteit biedt een perfecte combinatie van gematigde spectrale resolutie en hoge gevoeligheid in het rood voor dit soort veeleisende observatie. Het resulterende (zwakke) spectrum wordt getoond in PR Photo 13c / 03.
PR Photo 13d / 03 toont een tracering van het uiteindelijke ("schoongemaakte") spectrum van het object na extractie uit de afbeelding getoond in PR Photo 13c / 03. Eén brede emissielijn wordt duidelijk gedetecteerd (links van het midden; vergroot in het inzetstuk). Het is asymmetrisch en wordt aan de blauwe (linkerkant) ingedrukt. Dit, in combinatie met het feit dat er geen continuumlicht links van de lijn wordt gedetecteerd, is een duidelijke spectrale signatuur van de Lyman-alfa-lijn: fotonen die "blauwer" zijn dan Lyman-alfa worden zwaar geabsorbeerd door het gas dat aanwezig is in de melkweg zelf , en in het intergalactische medium langs de gezichtslijn tussen de aarde en het object.
Door de spectroscopische waarnemingen konden de astronomen deze lijn dus ondubbelzinnig als Lyman-alpha identificeren en daarmee de grote afstand (hoge roodverschuiving) van dit specifieke object bevestigen. De gemeten roodverschuiving is 6,17, wat dit object tot een van de verste melkwegstelsels ooit heeft gemaakt. Het kreeg de aanduiding "z6VDF J022803-041618" - het eerste deel van deze ietwat logge naam verwijst naar het onderzoek en het tweede geeft de positie van dit sterrenstelsel aan de hemel aan.
Sterrenlicht in het vroege heelal
Deze waarnemingen kwamen echter niet zonder verrassing! De astronomen hadden gehoopt (en verwachtten) dat ze de Lyman-alfa-lijn vanaf het object in het midden van het spectrale venster van 920 nm zouden detecteren. Hoewel de Lyman-alpha-lijn werd gevonden, was deze echter op een iets kortere golflengte gepositioneerd.
Het was dus niet de Lyman-alpha-emissie die ervoor zorgde dat dit sterrenstelsel 'helder' was in het smalbandige (NB920) beeld, maar 'continuum'-emissie bij golflengten langer dan die van Lyman-alpha. Deze straling is zeer zwak zichtbaar als een horizontale, diffuse lijn in PR Photo 13c / 03.
Een gevolg hiervan is dat de gemeten roodverschuiving van 6,17 lager is dan de oorspronkelijk voorspelde roodverschuiving van ongeveer 6,5. Een andere is dat z6VDF J022803-041618 werd gedetecteerd door licht van zijn massieve sterren (het 'continuüm') en niet door emissie van waterstofgas (de Lyman-alfa-lijn).
Deze interessante conclusie is van bijzonder belang omdat het aantoont dat het in principe mogelijk is om sterrenstelsels op deze enorme afstand te detecteren zonder te hoeven vertrouwen op de Lyman-alfa-emissielijn, die misschien niet altijd aanwezig is in de spectra van de verre melkwegstelsels. Dit zal de astronomen een completer beeld geven van de populatie van sterrenstelsels in het vroege heelal.
Bovendien zal het observeren van steeds meer van deze verre sterrenstelsels helpen om de ionisatietoestand van het heelal op deze leeftijd beter te begrijpen: het ultraviolette licht dat door deze sterrenstelsels wordt uitgezonden, mag ons niet bereiken in een "neutraal" heelal, dat wil zeggen voordat er opnieuw ionisatie plaatsvond . De jacht op meer van dergelijke sterrenstelsels is nu begonnen om te verduidelijken hoe de overgang van de donkere middeleeuwen is gebeurd!
Oorspronkelijke bron: ESO-persbericht
