Одна из главных целей проекта Космический телескоп Джеймса Уэбба (JWST) призвана изучить формирование и эволюцию самых ранних галактик во Вселенной, возникших более 13 миллиардов лет назад. С этой целью ученые должны идентифицировать галактики из разных космологических эпох, чтобы изучить, как их свойства менялись с течением времени. Это, в свою очередь, требует точных методов датирования, чтобы астрономы могли определить, когда (в истории Вселенной) существовала наблюдаемая галактика. Ключевым моментом является измерение красного смещения объекта, которое показывает, как долго его свет путешествовал в пространстве.
Это цель научного обзора ранней космической эволюции (CEERS), совместной исследовательской группы, которая анализирует Уэбб данные, чтобы узнать больше об эволюции галактики. Эти галактики известны как «с высоким красным смещением», что означает, что их световое излучение смещено в красную сторону вплоть до инфракрасного спектра. Галактики, существовавшие ок. 13 миллиардов лет назад можно наблюдать только в ближнем инфракрасном спектре, что теперь возможно благодаря камере ближнего инфракрасного диапазона Уэбба (NIRCam). Несмотря на это, получение точных измерений красного смещения в таких далеких галактиках является очень сложной задачей и требует передовых методов.
При наблюдении далеких галактик астрономы будут анализировать их свет с помощью спектрометра – устройства, которое разбивает свет на соответствующие длины волн – для измерения красного смещения. По сути, красное смещение определяет, как долго свет путешествовал в космосе, чтобы достичь нас. В соответствии со специальной теорией относительности Эйнштейна мы знаем, что скорость света постоянна независимо от движения наблюдателя или источника. Однако, поскольку пространство между источником и наблюдателем постоянно расширяется, длина волны света удлиняется, что приводит к его смещению в сторону красного конца спектра (отсюда и термин «красное смещение»).
Получив точные измерения красного смещения галактики, астрономы могут поместить его в контекст космической истории. Если галактика имеет значение красной рубашки 6 (я = 6), астрономы придут к выводу, что его свет путешествовал в космосе примерно 12,7 миллиардов лет. Это означает, что галактика, которую они наблюдают, выглядит такой, какой она была почти 13 миллиардов лет назад. Получить эти значения непросто, но астрономы стали полагаться на различные методы, чтобы облегчить задачу. Микаэла Бэгли, научный сотрудник Техасского университета в Остине, является членом исследовательской группы CEERS и отвечает за обработку всех изображений, полученных камерой ближнего инфракрасного диапазона (NIRCam).
Как он объяснил в недавнем интервью НАСА, два метода включают измерение линий излучения и использование «разрыва» галактического спектра – резких изменений интенсивности света на определенных длинах волн. Обычно астрономы полагаются на спектральный разрыв нейтрального водорода (или Лаймановский разрыв), который соответствует количеству энергии, которую он может поглотить, прежде чем станет ионизированным. Точно так же существует бальмеровский разрыв, когда электроны полностью ионизируются непосредственно со второго энергетического уровня атома водорода. Галактики, в которых наблюдаются оба этих разрыва, называются галактиками с двойным разрывом.
Поскольку астрономам известна длина волны этих разрывов, они могут нацеливаться на галактики на определенных расстояниях, ища разрывы с правильным красным смещением. Некоторые из первых изображений, сделанных Уэббом, имели двойное высокое красное смещение (z = 7), что означает, что они существовали, когда Вселенной было меньше одного миллиарда лет (около 13 миллиардов лет назад). Однако эти галактики оказались намного ярче и крупнее, чем ожидалось, что не соответствовало преобладающим космологическим моделям. Это иллюстрирует недостаток метода двойного разрыва, который отлично подходит для поиска галактик, но может внести искажения в данные. Но, как сказал Бэгли, именно здесь может пригодиться инструмент NIRCam:
«Мы делаем изображения, используя несколько фильтров, чтобы собрать свет объекта в нескольких разных цветах. Когда мы измеряем фотометрию галактики или ее яркость на изображении, мы измеряем яркость объекта, усредненную по всему диапазону длин волн, пропускаемых фильтром. Мы можем наблюдать галактику с помощью широкополосных фильтров изображения NIRCam, но в каждом отдельном измерении скрыто много подробной информации для каждых 0,3–1,0 микрона длины волны. Тем не менее, мы можем начать ограничивать форму спектра галактики».
На форму спектра галактики влияют несколько свойств, в том числе количество образующихся в ней звезд, степень ее запыленности и степень красного смещения ее света. Измеренная яркость галактики затем сравнивается в каждом фильтре с тем, что предсказывают модели галактик, охватывая ряд свойств в диапазоне красных смещений. Основываясь на том, насколько хорошо модель соответствует данным, астрономы могут определить, что галактика находится в определенном «моменте истории». Этот аналитический процесс, в ходе которого находится «наиболее подходящее» красное смещение, известен как фотометрическое красное смещение.
В июле 2022 года команды обзора CEERS использовали изображения NIRCam, чтобы идентифицировать две ранее не обнаруженные галактики с фотометрическими красными смещениями, превышающими я = 11, что соответствует более чем 13,4 миллиарда лет назад. К сожалению, фотометрические измерения красного смещения галактик также подвержены некоторой неопределенности. Как объяснил Бэгли, астрономы могут обнаружить спектральный разрыв в фильтре, но не точную длину волны этого разрыва:
«Хотя мы можем оценить наиболее подходящее красное смещение на основе моделирования фотометрии, результирующее распределение вероятностей часто оказывается широким. Кроме того, галактики с разными красными смещениями могут иметь одинаковые цвета в широкополосных фильтрах, что затрудняет различение их красных смещений только на основе фотометрии. Например, красные пыльные галактики с красным смещением менее 5 (или когда Вселенной было 1,1 миллиарда лет и старше) и холодные звезды в нашей галактике иногда могут имитировать те же цвета, что и галактики с большим красным смещением. Поэтому мы считаем все галактики, выбранные на основе их фотометрического красного смещения, кандидатами на большое красное смещение, пока не сможем получить более точное красное смещение.
Чтобы решить эту проблему, астрономы попытаются ограничить красное смещение галактики, получив спектр, в котором УэббПоявляется спектрограф ближнего инфракрасного диапазона (NIRSpec). Астрономы могут улучшить свои расчеты распределения вероятности красного смещения, измеряя воспринимаемую яркость (фотометрию) галактики во все более тонких длинах волн. По мере перехода от широкополосных фильтров к более узким фильтрам и к спектру распределение сужается до тех пор, пока не будет получено очень точное измерение красного смещения, известное как спектроскопическое красное смещение.
В феврале 2023 года команда CEERS использовала NIRSpec для получения точных спектроскопических красных смещений двух ранее идентифицированных кандидатов с высоким красным смещением. Одной из них была галактика Мейси, имеющая подтвержденное красное смещение на я = 11,4, что соответствует расстоянию в 13,4 миллиарда световых лет (когда Вселенной было 390 миллионов лет). Но когда другая группа астрономов проанализировала измерения красного смещения, полученные Уэббони определили, что Галактика Мейси имеет красное смещение г = 4,9 – соответствует расстоянию чуть более 12 миллиардов световых лет (около 1,2 миллиарда лет после Большого взрыва).
«Даже случаи, когда мы обнаруживаем, что кандидат с большим красным смещением на самом деле является галактикой с меньшим красным смещением, могут быть очень интересными», — сказал Бэгли. «Они позволяют нам узнать больше об условиях в галактиках и о том, как эти условия влияют на их фотометрию, улучшить наши модели спектров галактик и ограничить эволюцию галактик во всех красных смещениях. Однако они также подчеркивают необходимость получения спектров для подтверждения кандидатов с высоким красным смещением».
Очевидно, что наблюдение объектов на космологических расстояниях и определение их свойств — непростая задача. Но благодаря усовершенствованным инструментам и сложным методам, которые они позволяют, наши измерения космоса быстро улучшаются. Это, в свою очередь, позволит астрономам разгадать величайшие космологические загадки нашего времени. К ним относятся существование Темной Материи и Темной Энергии, а также несоответствие между измерениями расстояний для определения скорости космического расширения – иначе говоря. Хаббловское напряжение. Медленно, но верно мы приближаемся к пониманию того, как все в нашей Вселенной сочетается друг с другом!
Дальнейшее чтение: НАСА
