Jak określić fotometryczne przesunięcie ku czerwieni galaktyk z pomocą Webba?

Metoda wyznaczania fotometrycznych przesunięć ku czerwieni galaktyk pozwala na hurtowe odkrywanie kandydatek na galaktyki we wczesnym Wszechświecie za pomocą Teleskopu Webba, które następnie muszą być potwierdzone spektroskopowo. Micaela Bagley zajmująca się tym na co dzień, wyjaśnia to na przykładzie dwóch galaktyk.

Jednym z celów naukowych Teleskopu Webba jest zrozumienie w jaki sposób galaktyki powstały we wczesnym Wszechświecie i stawały się coraz większe, jak nasza Droga Mleczna. Realizacja tego celu wymaga identyfikacji próbek galaktyk w różnych momentach ewolucji Wszechświata, aby zbadać jak zmieniają się z czasem.

Astronomka Micaela Bagley (University of Texas, Austin – USA) jest członkiem grupy badawczej  CEERS (skrót z j.ang. the Cosmic Evolution Eearly Release Science), która zajmuje się badaniami nad powstawaniem galaktyk i ewolucją wczesnego Wszechświata. Micaela jest odpowiedzialna m.in. za obróbkę wszystkich zdjęć z kamery NIRCam dla CEERS.

Micaela Bagley została poproszona przez portal NASA, aby wyjaśnić,
w jaki sposób astronomowie badają światło odległych galaktyk i wyznaczają „w jakim momencie historii Wszechświata” obserwujemy te galaktyki?

Oto odpowiedź:

Światło potrzebuje czasu do podróży w przestrzeni. Gdy światło odległej galaktyki (lub innego obiektu w przestrzeni) dociera do nas, wtedy widzimy tą galaktykę, jak wyglądała w przeszłości. Aby określić ten „moment” w przeszłości wykorzystuje się przesunięcie ku czerwieni danej galaktyki (szczegóły na ilustracji (1)).

​

Na ilustracji (1): (Tutaj kliknij, aby zobaczyć cały rysunek) Od Wielkiego Wybuchu (ang. Big Bang) Wszechświat rozszerza się i ta ekspansja rozciąga światło przemieszczające się w przestrzeni. Jest to zjawisko znane jako kosmologiczne przesunięcie ku czerwieni (ang. cosmological redshift). Im większe jest to przesunięcie ku czerwieni, tym większą odległość przebyło światło. Dlatego teleskopy z detektorami na podczerwień są niezbędne, aby zaobserwować światło pierwszych, najbardziej odległych galaktyk. Źródło: NASA, ESA, AND L. Hustak (STSci)

Przesunięcie ku czerwieni mówi nam, ile czasu światło było rozciągane do większych długości fali przez rozszerzanie się Wszechświata podczas podróży do nas. Można obliczyć to przesunięciu ku czerwieni wykorzystując struktury w widmie galaktyki. Widmo jest rodzajem obserwacji, która rozszczepia światło obiektu w długości fali - w gruncie rzeczy jest to pomiar światła w bardzo małych przedziałach długości fali. Mierzy się linie emisyjne i tzw. skoki w widmie (ang. spectral breaks – patrz ilustracja (2)), które są gwałtowną zmianą natężenia światła przy jakiejś, konkretnej długości fali (np. skok Lymana – dla długości fali 0,0912μm). Następnie porównuje się obserwowane długości fali tych struktur (linie emisyjne+skoki w widmie) z ich znanymi długościami fali w momencie emisji promieniowania.

Jedną z najbardziej efektywnych metod identyfikacji galaktyk jest ich fotografowanie na przykład za pomocą kamery NIRCam (skrót z j.ang. Near - Infrared Camera) współpracującej z Teleskopem Webba. Zdjęcia są wykonywane z wykorzystaniem wielu filtrów, aby zebrać światło od obiektu w kilku różnych barwach. Podczas wykonywania fotometrii danej galaktyki (czyli uzyskiwaniu odpowiedzi na pytanie: jak jasna jest na zdjęciu?) jest mierzona jasność obiektu uśredniona w całym zakresie długości fali przepuszczanych przez konkretny filtr. Można obserwować galaktykę za pomocą szerokopasmowych filtrów w kamerze NIRCam. Jednak jest mnóstwo szczegółowych informacji ukrytych w pojedynczych pomiarach w zakresie długości fali 0,3-1,0 mikronów (μm), które są pomijane.

W kolejnym kroku można zacząć ustalać kształt widma galaktyki.
Na wygląd widma mają wpływ właściwości takie jak:
    • ile gwiazd powstaje w danej galaktyce,
    • ile zawiera pyłu zawiera galaktyka,
    • jak bardzo światło galaktyki jest przesunięte ku czerwieni.
Zostaje porównana zmierzona jasność galaktyki w każdym filtrze z przewidywaną jasnością dla określonego zbioru modeli widm galaktyk w zakresie tych parametrów i przesunięć ku czerwieni. Na podstawie tego, jak dobrze pasuje dany model do danych obserwacyjnych jest wyznaczane prawdopodobieństwo, że ta galaktyka posiada określone przesunięcie ku czerwieni, czyli „moment w historii Wszechświata”. Najlepsze dopasowanie przesunięcia ku czerwieni poprzez ww. analizę jest nazywane fotometrycznym przesunięciem ku czerwieni (ang. photometric redshift).

​

Na ilustracji (2): Pomiary fotometrycznego przesunięcia ku czerwieni (ang. photometric redshift) z wykorzystaniem zdjęć uzyskanych w sześciu filtrach fotometrycznych (po lewej). Szarym kolorem pokazano model widma galaktyki ze skokiem (ang. spectral break) i kilkoma liniami emisyjnymi. Długość fali λ, w której zostało wyemitowane światło pokazano na skali u góry, zaś λ zaobserwowane – na skali u dołu. W tym przykładzie światło jest przesunięte ku czerwieni (inaczej mówiąc – rozciągnięte) o czynnik 10.
Krzywe transmisyjne filtrów kamery NIRCam i ich zakres spektralny pokazano jako zakreślone kolorowe obszary. Był mierzony średni strumień w każdym filtrze (kolorowe koła) i do tych 6 punktów dopasowywano różne modele galaktyk w pewnym zakresie przesunięć ku czerwieni, aby wyznaczyć prawdopodobieństwo, że dana galaktyka posiada każde przesunięcie ku czerwieni. Ta galaktyka ma najlepiej dopasowane dla fotometrycznego przesunięcia ku czerwieni z=9 (wtedy Wszechświat liczył około 550 milionów lat), ale rozkład prawdopodobieństwa (prawy panel) rozciąga się w zakresie z=7-11 (wtedy Wszechświat był w wieku odpowiednio 770 mln i 420 mln lat). Źródło: Micaela Bagley

W lipcu 2022 roku astronomowie z zespołu realizującego przegląd CEERS wykorzystali zdjęcia z kamery NIRCam, aby zidentyfikować dwie galaktyki o fotometrycznych przesunięciach ku czerwieni większych niż 11 (gdy Wszechświat miał mniej niż 420 mln lat). Żaden z tych obiektów nie został zaobserwowany przez Teleskop Hubble’a w tym polu obserwacyjnym, ponieważ są one zarówno zbyt słabe, jak i niemożliwe do detekcji w długościach fali, które „ widzi” Hubble. To były bardzo ekscytujące odkrycia za pomocą nowego teleskopu!

​

Na ilustracji (3): Dwie galaktyki odkryte na wczesnych zdjęciach uzyskanych kamerą NIRCam o fotometrycznych przesunięciach ku czerwieni z_phot=11,5 i 16,4 (odpowiednio 390 i 240 mln lat po Wielkim Wybuchu). U góry dla każdej galaktyki pokazano wszystkie wycinki zdjęć wokół każdej z nich we wszystkich dostępnych filtrach, najlepiej dopasowany model widma galaktyki oraz we wstawce - rozkład prawdopodobieństwa fotometrycznego przesunięcia ku czerwieni. Źródło: po lewej - Finkelstein et al. (2023), po prawej – Donnan et al. (2023)

Niestety fotometryczne przesunięcie ku czerwieni galaktyk jest obarczone jakąś niepewnością. Na przykład jesteśmy w stanie wyznaczyć, że skok widmowy jest obecny w filtrach, ale nie znamy jego dokładnej długości fali. Potrafimy oszacować najlepsze dopasowanie przesunięcia ku czerwieni na podstawie modelowania danych fotometrycznych, ale uzyskany rozkład prawdopodobieństwa często jest szeroki. Ponadto galaktyki o różnych przesunięciach ku czerwieni mogą mieć podobne barwy w filtrach szerokopasmowych – co sprawia trudności w rozróżnieniu ich przesunięć ku czerwieni tylko na podstawie obserwacji fotometrycznych. Na przykład poczerwienione, pyłowe galaktyki o przesunięciach ku czerwieni mniejszych od 5 (czyli, gdy Wszechświat liczył około 1,1 miliarda lat lub był starszy) oraz chłodne gwiazdy w naszej Drodze Mlecznej czasami mogą mieć takie same kolory, jak galaktyki o dużych przesunięciach ku czerwieni. Dlatego traktujemy wszystkie galaktyki, które zostały wyselekcjonowane na podstawie ich fotometrycznych przesunięć ku czerwieni, jako kandydatów o dużych przesunięciach ku czerwieni – do czasu uzyskania bardziej dokładnej wartości przesunięcia ku czerwieni.

Bardziej dokładną wartość przesunięcia ku czerwieni galaktyki można wyznaczyć na podstawie widma. Jak widać na ilustracji (4) po prawej stronie, obliczany rozkład prawdopodobieństwa (ang. probability) przesunięć ku czerwieni poprawia się, gdy fotometria danej galaktyki jest wykonywana z coraz większą liczbą punktów w długości fali. Rozkład prawdopodobieństwa zawęża się w miarę, jak używamy do fotografowania tylko szerokopasmowe filtry (góra), większą liczbę bardziej wąskopasmowych filtrów (środek), aż do widma (dół). W przykładzie pokazanym w dolnym wierszu już można nie stosować charakterystycznych cech, takich jak skok w skrajnej, lewej części widma lub linie emisyjne, aby wyznaczyć rozkład prawdopodobieństwa przesunięć ku czerwieni, który teraz jest bardzo dokładny – jest to spektroskopowe przesunięcie ku czerwieni.

​

Na ilustracji (4): Wyjaśnienie, w jaki sposób rozkład prawdopodobieństwa (ang. probability) fotometrycznego przesunięcia ku czerwieni (ang. redshift) zawęża się (prawy panel), gdy wykonujemy fotometrię danej galaktyki (po lewej) z coraz gęstszym próbkowaniem w długości fali (ang. wavelength). Źródło: Micaela Bagley

W lutym 2023 roku w ramach przeglądu CEERS były obserwowane kandydatki na galaktyki o dużych przesunięciach ku czerwieni za pomocą spektrografu NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph), aby wyznaczyć dokładne wartości spektroskopowych przesunięć ku czerwieni. Potwierdzono, że spektroskopowe przesunięcie ku czerwieni jednej z kandydatek – Galaktyki Maisie wynosi 11,44 (wtedy Wszechświat liczył około 390 mln lat), zaś drugiej galaktyki-kandydatki okazało się znacznie mniejsze: nie 16,4, ale 4,9 (wtedy Wszechświat liczył około 1,2 miliarda lat).

​

Na ilustracji:(5) Spektroskopowe obserwacje za pomocą kamery NIRCam dwóch kandydatek na galaktyki o fotometrycznie wyznaczonych przesunięciach ku czerwieni odpowiednio z=11,5 i 16,4.
W górnym wierszu po lewej widać Galaktykę Maisie, której przesunięcie ku czerwieni potwierdzono spektroskopowo z=11,44 (wtedy Wszechświat liczył około 390 mln lat). To przesunięcie ku czerwieni zostało wyznaczone w oparciu o skok w widmie oznaczony pionową, kropkowaną, czerwoną linią pokazaną w górnym wierszu po prawej w widmie NIRSpec.
W dolnym wierszu pokazano kandydatkę na galaktykę z publikacji Donnan i inni (2023) o wyznaczonym fotometrycznie przesunięciu ku czerwieni 16,4, której spektroskopowe przesunięcie ku czerwieni okazało się tylko z=4,9 - zmierzone na podstawie silnych linii emisyjnych podwójnie zjonizowanego tlenu [O III] i wodoru (Hα). Źródło: rys.2 i rys.3 z Arrabal Haro et al. (2023)

Nawet przypadki galaktyk odkrywanych jako galaktyki-kandydatki o dużych przesunięciach ku czerwieni, które w rzeczywistości posiadają mniejsze wartości tych przesunięć - mogą być bardzo fascynujące. Pozwalają dowiedzieć się więcej o warunkach panujących w galaktykach i sposobie wpływania tych warunków na ich fotometrię, aby poprawić nasze modele widm galaktyk i zawęzić ewolucję galaktyk przy różnych przesunięciach ku czerwieni. Jednak takie przypadki podkreślają również potrzebę uzyskiwania widm, które potwierdzają duże przesunięcia ku czerwieni takich kandydatek na galaktyki.

Opracowanie: Ryszard Biernikowicz

Więcej informacji:

    • Measuring the Distances to Galaxies With Space Telescopes
    

Źródło: NASA

Na ilustracji: Widmo Słońca (u góry) z liniami absorpcyjnymi w porównaniu do widma innego, odległego obiektu (na dole), którego linie widmowe są przesunięte ku czerwieni. Strzałki wskazują przesunięcie ku czerwieni. Długość fali rośnie w stronę barwy czerwonej i dalej.
Na ilustracji pokazano strzałkami przesunięcie ku czerwieni rzędu kilkunastu procent, zaś Teleskop Webba obserwuje galaktyki o przesunięciach powyżej 10 - to jest tak, jakby absorpcyjna linia sodu pokazana na żółtym tle w widmie Słońca o długości fali 0,589 μm została przesunięta do średniej podczerwieni i długości fali co najmniej 5,89 μm. Wtedy jest całkowicie niewidoczna dla ludzkiego oka, które widzi fotony w zakresie długości fali ~0,38-0,78 μm). Źródło: Wikipedia