이미지 크레디트 : ESO
하와이에 기반을 둔 천문학 자 팀은 1 억 8 천만 광년 떨어진 먼 은하계를 발견했는데, 이는 우주가 9 억 년 전이었을 때의 모습을 보여줍니다. 그들은 캐나다-프랑스-하와이 망원경에 설치된 특별한 카메라를 사용하여 은하계를 발견했습니다. 스타 미라 (Mira) 근처에있는 세 투스 별자리에있는이 은하계를 발견함으로써,이 팀은 미래의 관찰자들이 과거를 더 깊이 들여다 볼 수 있도록 먼 물체를 발견하는 새로운 방법론을 개발했습니다.
망원경과 도구가 개선되면서 최근까지 천문학 자들이 꿈꾸던 매우 먼 희미한 은하의 관측이 가능해졌습니다.
그러한 물체 중 하나는 먼 은하를 찾는 동안 Mauna Kea (미국 하와이)의 Canada-France-Hawaii 망원경에 설치된 광 시야 카메라를 갖춘 천문학 자 팀에 의해 발견되었다 [2]. "z6VDF J022803-041618"로 지정된이 렌즈는 특이한 색상으로 인해 좁은 근적외선 대역의 빛을 차단하는 특수 광학 필터를 통해 얻은 이미지에서만 볼 수 있습니다.
ESO VLT (Very Large Telescope)에서 FORS2 다중 모드 계측기를 사용한이 물체의 후속 스펙트럼은 그것이 매우 먼 은하임을 나타 냈습니다 (빨간 이동은 6.17 [3]). 우주가 단지 9 억 년 전이었을 때로 여겨진다.
z6VDF J022803-041618은 지금까지 스펙트럼을 얻은 가장 먼 은하 중 하나입니다. 흥미롭게도, 그것은 원래 예상 한대로 수소 가스에 의한 방출이 아니라 거대한 별에 의해 방출 된 빛 때문에 발견되었습니다.
초기 우주의 간략한 역사
대부분의 과학자들은 우주가 빅뱅에서 뜨겁고 매우 조밀 한 초기 상태에서 나왔다는 데 동의합니다. 최근의 관찰에 따르면이 중요한 사건은 약 1 억 1,700 만 년 전에 일어났다.
처음 몇 분 동안, 양성자와 중성자를 가진 엄청난 양의 수소와 헬륨 핵이 생성되었습니다. 또한 자유 전자가 많았으며 다음 시대에는 수많은 광자가 이들과 원자핵으로부터 흩어졌습니다. 이 단계에서 우주는 완전히 불투명했습니다.
약 10 만 년이 지난 후, 우주는 수천도까지 냉각되었고 이제 핵과 전자가 결합하여 원자를 형성했습니다. 그러면 광자들이 더 이상 이것들에서 흩어지지 않았고 우주는 갑자기 투명 해졌습니다. 우주 론자들은이 순간을“재조합 시대”라고 언급한다. 우리가 이제 모든 방향에서 관찰 한 마이크로파 배경 방사선은 그 먼 시대에 우주에서 큰 균일 성의 상태를 묘사합니다.
다음 단계에서 99 % 이상이 수소와 헬륨으로 이루어진 원시 원자가 함께 이동하여 별과 은하가 출현하는 거대한 구름을 형성하기 시작했습니다. 제 1 세대 별들과 다소 나중에 제 1 은하와 퀘이사 [4]는 집중적 인 자외선을 생성했다. 그러나 우주는 오래 전에 투명 해졌다는 사실에도 불구하고 그 방사선은 그리 멀지 않았습니다. 이는 자외선 (단파) 광자가 수소 원자에 의해 즉시 흡수되어 그 원자에서 전자를 "노크 (knocking)"하는 반면, 장파장 광자는 훨씬 더 멀리 이동할 수 있기 때문이다. 따라서, 은하계 가스는 이온화 원 주위에서 꾸준히 성장하는 구체에서 다시 이온화되었다.
어느 순간,이 구체들은 너무 커져서 완전히 겹쳤습니다. 이를 "재 이온화 시대"라고합니다. 그때까지 자외선은 원자에 흡수되었지만 우주는 이제이 방사선에 투명 해졌다. 이전에는 첫 번째 별과 은하에서 나온 자외선이 먼 거리에서 보이지 않았지만 이제 우주는 갑자기 밝은 물체로 가득 차있는 것처럼 보였습니다. 이러한 이유로 "재조합"과 "재 이온화"의 에포크 사이의 시간 간격을 "다크 에이지"라고합니다.
"어두운 시대"의 끝은 언제입니까?
재 이온화의 정확한 시대는 천문학 자들 사이에서 활발한 논쟁의 대상이지만, 최근의지면 및 우주 관측 결과에 따르면“암흑 시대”는 수억 년 동안 지속 된 것으로 나타났습니다. 이러한 초기 사건이 발생했을 때 더 나은 결정을 시도하는 다양한 연구 프로그램이 현재 진행 중입니다. 이를 위해서는 우주에서 가장 먼 거리에서 가장 먼 물체를 찾아서 연구하는 것이 필요하다. 이것은 매우 까다로운 관측 노력이다.
거리의 제곱에 의해 빛이 어두워지고, 물체를 관찰하기 위해 우주에서 더 멀리 바라 볼 수 있습니다. 동시에, 희미한 빛은 우주의 팽창으로 인해 스펙트럼의 적색 영역으로 이동합니다. 거리가 클수록 관측 된 적색 이동이 더 큽니다 [3].
리만-알파 방출 라인
지상 망원경을 사용하면 스펙트럼의 가시 부분에서 관측을 통해 가장 희미한 탐지 한계를 달성 할 수 있습니다. 따라서 매우 먼 물체를 탐지하려면 가시 영역으로 적색 편이 된 자외선 스펙트럼 시그니처를 관찰해야합니다. 일반적으로, 천문학자는 이것을 위해 쉬프트 파장 121.6 nm를 갖는 적색 편이 된 리만-알파 스펙트럼 방출 선을 사용한다; 수소 원자가 여기 상태에서 기본 상태로 변할 때 수소 원자에서 방출되는 광자에 해당합니다.
가장 먼 은하를 찾는 분명한 방법은 가장 붉은 파장 (가장 긴 파장)에서 리만-알파 방출을 찾는 것입니다. 관측 된 리만-알파 선의 파장이 길수록 적색 편이와 거리가 더 커지고, 더 일찍 은하가 보이는 신기원과“어두운 시대의 종말을 나타내는 순간에 가까워집니다. ”.
천문학 장비 (상업용 디지털 카메라뿐만 아니라)에도 사용되는 CCD- 감지기는 최대 약 1000 nm (1 μm)의 파장의 빛, 즉 매우 가까운 적외선 영역에서 가장 붉은 빛을 넘어서는 빛에 민감합니다. 약 700-750 nm에서 사람의 눈으로 감지됩니다.
밝은 근적외선 밤하늘
그러나 이런 종류의 작업에는 또 다른 문제가 있습니다. 먼 은하에서 희미한 리만-알파 방출을 찾는 것은 모든 지상 망원경이보아야하는 지상 대기가 또한 빛을 방출한다는 사실 때문에 복잡하다. 이것은 수백 개의 개별 방출 선이 약 80km의 고도에서 지상파 대기에 존재하는 하이드 록실 분자 (OH 라디칼)에서 발생하는 스펙트럼의 적색 및 근적외선 부분에서 특히 그렇습니다 (PR 사진 참조). 13a / 03).
천문학 자들이“하늘 배경”이라고 부르는이 강력한 방출은 근적외선 파장에서 지상 망원경으로 천체를 탐지 할 수있는 희미한 한계를 담당합니다. 그러나 운 좋게도 이러한 방출 선이 훨씬 희미한“낮은 OH- 배경”의 스펙트럼 간격이 있으므로지면 관찰로부터 희미한 검출 한계를 허용합니다. PR Photo 13a / 03에서 820nm와 920nm의 파장에 가까운 두 개의 "dark-sky windows"가 분명합니다.
이러한 측면을 고려하여, 가장 먼 은하를 효율적으로 탐색하는 유망한 방법은 협 대역 광학 필터를 사용하여 920nm 근처의 파장에서 관찰하는 것입니다. 이 필터의 스펙트럼 폭을 약 10nm로 조정하면 필터와 일치하는 스펙트럼 라인에서 방출 될 때 천체의 빛을 최대한 감지 할 수 있으며 하늘 방출의 악영향을 최소화 할 수 있습니다.
다시 말해서, 먼 물체에서 수집 된 최대의 빛과 지상 대기에서 최소한의 방해 광으로 그러한 먼 물체를 감지 할 가능성이 최적입니다. 천문학 자들은이 파장에서 방출 선을 보여주는 물체의 "명암 최대화"에 대해 이야기합니다.
CFHT 검색 프로그램
위의 고려 사항을 바탕으로 국제 천문학 자 팀은 [2] Mauna Kea (미국 하와이)의 Canada-France-Hawaii 망원경에서 CFH12K 장비에 근적외선 파장 920nm를 중심으로하는 협 대역 광학 필터를 설치했습니다. 아주 먼 은하계를 찾기 위해 CFH12K는 CFHT의 주요 초점에 사용되는 광 시야 카메라로, 약 시야각을 제공합니다. 보름달보다 약간 큰 30 x 40 arcmin2 [5].
다른 필터를 통해 찍은 동일한 하늘 장의 이미지를 비교함으로써, 천문학 자들은 NB920 이미지에서 비교적 "밝은"것으로 보이고 다른 필터를 통해 얻은 해당 이미지에서 "희미한"(또는 보이지 않는) 물체를 식별 할 수있었습니다. . 놀라운 사진은 PR Photo 13b / 03에 나와 있습니다. 중앙의 물체는 920nm 이미지에서는 잘 보이지만 다른 이미지에서는 전혀 보이지 않습니다.
이러한 특이한 색을 가진 물체에 대해 가장 가능성이 높은 설명은 적색 편이로 인해 강한 리만-알파 방출 선의 관측 된 파장이 920 nm에 가까운 매우 먼 은하라는 것입니다. Lyman-alpha보다 짧은 파장에서 은하에 의해 방출 된 모든 빛은 성간 및 은하계 수소 가스를 개재함으로써 강하게 흡수됩니다. 이것이 객체가 다른 모든 필터에서 보이지 않는 이유입니다.
VLT 스펙트럼
이 물체의 진정한 본질을 배우려면 스펙트럼을 관찰하여 분광 추적 후속 조치를 수행해야합니다. 이는 ESO Paranal Observatory의 8.2m VLT YEPUN 망원경에서 FORS 2 다중 모드 계측기로 수행되었습니다. 이 시설은 매우 까다로운 관측을 위해 적당한 스펙트럼 해상도와 높은 감도의 빨간색 조합을 완벽하게 제공합니다. 결과 (희미한) 스펙트럼은 PR Photo 13c / 03에 나와 있습니다.
PR Photo 13d / 03은 PR Photo 13c / 03에 표시된 이미지에서 추출한 후 객체의 최종 ( "세정 된") 스펙트럼을 추적합니다. 하나의 넓은 방출 라인이 명확하게 감지됩니다 (중앙 왼쪽, 인서트에서 확대). 파란색 (왼쪽)을 누르면 비대칭입니다. 이것은 라인의 왼쪽에서 연속 광이 감지되지 않는다는 사실과 결합하여 리만-알파 라인의 명백한 스펙트럼 신호입니다. 리만-알파보다 "파란색"인 광자는 은하계에 존재하는 가스에 크게 흡수됩니다. 지구와 물체 사이의 가시선을 따라 은하계 매체에서
따라서 분광 관측을 통해 천문학 자들은이 선을 명확하게 Lyman- 알파로 식별하여이 특정 물체의 먼 거리 (높은 적색 편이)를 확인할 수있었습니다. 측정 된 적색 편이는 6.17로,이 물체는 지금까지 감지 된 가장 먼 은하 중 하나입니다. “z6VDF J022803-041618”이라는 명칭을 받았습니다.이 다소 다루기 힘든 이름의 첫 번째 부분은 측량을 나타내고 두 번째는 하늘에서이 은하의 위치를 나타냅니다.
초기 우주의 별빛
그러나 이러한 관찰은 놀라운 일이 아닙니다! 천문학 자들은 920 nm 스펙트럼 윈도우의 중심에있는 물체에서 리만-알파 라인을 탐지하기를 희망하고 기대했습니다. 그러나, 라이만-알파 라인이 발견되었지만, 다소 짧은 파장에 위치되었다.
따라서이 은하가 협 대역 (NB920) 이미지에서 "밝게"되는 것은 리만-알파 방출이 아니라, 리만-알파보다 긴 파장에서 "연속"방출이다. 이 방사선은 PR Photo 13c / 03에서 수평의 확산 선으로 아주 희미하게 보입니다.
한 가지 결과는 6.17의 측정 된 적색 편이가 원래 예측 된 약 6.5의 적색 편이보다 낮다는 것입니다. 다른 하나는 z6VDF J022803-041618이 수소 가스 (리만-알파 라인)의 방출이 아니라 거대한 별 (“연속체”)의 빛에 의해 감지되었다는 것입니다.
이 흥미로운 결론은 먼 은하의 스펙트럼에 항상 존재하지 않을 수도있는 리만-알파 방출 선에 의존하지 않고이 거대한 거리에서 은하를 검출하는 것이 가능하다는 것을 보여주기 때문에 특히 흥미 롭다. 이것은 천문학 자들에게 초기 우주의 은하 집단에 대한 더 완전한 그림을 제공 할 것이다.
더욱이,이 먼 은하들을 더 많이 관찰하는 것은이 시대에 우주의 이온화 상태를 더 잘 이해하는 데 도움이 될 것입니다 :이 은하들에 의해 방출 된 자외선은“중립”우주에서 우리에게 도달해서는 안됩니다. . 더 많은 은하들을 찾아서 암흑 시대로부터의 전환이 어떻게되었는지 분명히 밝히고 있습니다!
원본 출처 : ESO 뉴스 릴리스
