Teleskop Webba zaobserwował po raz pierwszy chemiczne sygnatury ziaren pyłu bogatych w węgiel z obszaru Wszechświata o przesunięciu ku czerwieni około 7 – co z grubsza odpowiada miliardowi lat po narodzinach Wszechświata. Wydaje się, że te ziarna posiadają inną strukturę niż pył w bliskim nam otoczeniu. Jako dowód zaprezentowano widmo odległej galaktyki z tymi strukturami pyłowymi.
Podobne wskaźniki chemiczne, które zaobserwowano w bardziej współczesnym Wszechświecie, przypisuje się złożonym molekułom opartym na węglu – tzw. wielopierścieniowym węglowodorom aromatycznym (PAH – skrót z j.ang. Polycyclic Aromatic Hydrocarbons). Jednak uważa się za mało prawdopodobne powstanie molekuł PAH już w ciągu pierwszego miliarda lat po Wielkim Wybuchu [2]. Raczej sugeruje się, że Webb zaobserwował inne rodzaje molekuł zawierających węgiel – być może drobniutkie ziarenka grafitowe lub ziarenka o strukturze podobnej do diamentu, które zostały wyprodukowane przez pierwsze gwiazdy lub supernowe. Te obserwacje o bezprecedensowej czułości za pomocą Teleskopu Webba wskazują również na nowe kierunki badań, zarówno w zakresie powstawania kosmicznego pyłu, jak i ewolucji najwcześniejszych populacji gwiazd we Wszechświecie.
Kosmiczny pył jako okno do patrzenia w przeszłość Wszechświata
Pozornie pusta przestrzeń naszego Wszechświata w rzeczywistości wcale nie jest pusta, ale wypełniona obłokami gazu i pyłu. Ten pył składa się z ziaren o zróżnicowanej wielkości oraz różnym składzie chemicznym i odgrywa istotną rolę w ewolucji Wszechświata, ponieważ obłoki pyłowe są miejscem narodzin gwiazd oraz planet.
Stanowi również problem dla obserwacji astronomicznych, ponieważ pył pochłania światło w niektórych barwach, czyli długościach fali λ. Pozytywną stroną tego zjawiska jest to, że niektóre molekuły w sposób unikalny pochłaniają, czyli oddziałują z promieniowaniem elektromagnetycznym w konkretnych długościach fali. Oznacza to, że astronomowie mogą uzyskać informację o składzie chemicznym kosmicznego pyłu poprzez obserwacje, na jakich długościach fali światło jest pochłaniane.
W szczególności Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba znakomicie nadaje się do takich obserwacji ziaren pyłu bogatych węgiel zaledwie miliard lat po narodzinach Wszechświata, ponieważ jest bardzo czuły w podczerwieni, gdzie obserwuje się promieniowanie elektromagnetyczne w zakresie optycznym z odległej przeszłości. Na poniższej ilustracji pokazano przykład widma galaktyki JADES-GS-z6 (górna skala w [μm], czyli 10-6m) z okresu około miliard lat po Wielkim Wybuchu.
Zagadka ziaren pyłu bogatych w węgiel we wczesnym Wszechświecie
Detekcja ziaren pyłu bogatych w węgiel we wczesnym Wszechświecie przez grupę astronomów w ramach programu JADES stanowi zagadkę. Tutaj kluczem jest odkrycie struktury absorpcyjnej o długości fali λ=226,3 nm w widmie galaktyki JADES-GS-z6, która jest nieco przesunięta w długości fali, w porównaniu do znanej z obserwacji struktury λ=217,5 nm (szczegóły na poniższej ilustracji).
Do tej pory struktura absorpcyjna λ=217,5 nm była obserwowana zarówno w naszej Drodze Mlecznej jak i w galaktykach o przesunięciu ku czerwieni aż do ~3 [1]. Była przypisywana różnym rodzajom ziaren pyłowych zawierających węgiel, które składają się z wielopierścieniowych węglowodorów aromatycznych (PAH – skrót z j.ang. Polycyclic Aromatic Hydrocarbons) lub ziaren grafitowych o wielkości rzędu nanometrów (nano → jedna miliardowa).
Jednak PAH są złożonymi molekułami i współczesne modele teoretyczne przewidują, że do powstania tych ziaren konieczny jest długi czas rzędu kilkuset milionów lat.
Odpowiedź może leżeć w szczegółowej analizie tego, co zostało zaobserwowane. Jak już wspomniano, struktura absorpcyjna λ=217,5 nm może pochodzić od kosmicznego pyłu składającego się z ziaren PAH i drobniutkich ziaren grafitowych. Jednak faktycznie zaobserwowano maksimum absorpcyjne dla λ=226,3 nm. Nanometr [nm] jest milionową częścią milimetra i ta różnica mniejsza niż 10 nm może być rozpatrywana jako błąd pomiarowy [3].
Równie dobrze, może to jednak wskazywać na różnicę w składzie tej mieszaniny pyłu kosmicznego dla galaktyki JADES-GS-z6 we wczesnym Wszechświecie. Na przykład może to być unikalna mieszanka pyłu składająca się z ziaren grafitowych lub ziaren o strukturze podobnej do diamentu. Astronomowie spekulują, że te ziarna mogły zostać wyprodukowane szybciej niż wymagane kilkaset milionów lat w gwiazdach Wolfa-Rayeta lub przez materię wyrzuconą z supernowych.
![Na ilustracji: (a) Widmo galaktyki JADES-GS-z6 uzyskane przez spektrograf NIRSpec na pokładzie Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba. Na rysunku zaprezentowano długość fali λ dla wartości laboratoryjnych (dolna skala w [Å] → Angstrem, czyli 10-10m) oraz obserwowanych (górna skala w [μm], czyli 10-6m – dla przesunięcia ku czerwieni z=6,71 [1]) Obserwowane widmo reprezentuje szara-ciągła linia, zaś przerywana-niebieska linia pokazuje poziom widma ciągłego w ultrafiolecie, który został dopasowany jako funkcja potęgowa o wykładniku -2,13. Zidentyfikowano kilka struktur w widmie potwierdzających przesunięcie ku czerwieni z=6,71 takich, jak skok Lymana (spadek natężenia w widmie wodoru na granicy serii Lymana w zakresie λλ~912-1216 Å), linie widmowe tlenu [O II] i [O III] oraz wodoru serii Balmera Hβ i Hγ. (b) Powiększony fragment widma z linią absorpcyjną o długości fali około 2175Å, którą reprezentuje czarna linia (tzw. mediana krocząca, czyli filtr do usuwania wyraźnie odstających danych w materiale obserwacyjnym). W zakresie długości fali ograniczonych pionowymi, przerywanymi liniami dopasowano profil Drudego (fioletowa, ciągła linia) o amplitudzie 0,43 mag i centralnej długości fali λmax=2263Å (226,3 nm) względem poziomu widma ciągłego pokazanego jako funkcja potęgowa (niebieska, ciągła linia). Profil Drudego należy rozumieć jak absorpcyjny przekrój czynny w modelu metali w-g Drudego. Zakreskowany obszar wskazuje na linie dubletu C III λλ 1907, 1909Å (c) Różnice w strumieniu promieniowania (ΔFλ) w zakresie długości fali 2000-2400Å są największe przy dopasowaniu do danych obserwacyjnych tylko funkcji potęgowej (PL / niebieska linia). Natomiast znacznie lepszym rozwiązaniem jest dopasowanie funkcji potęgowej + profilu Drudego (PL + Drude / fioletowa linia). Cieniowania reprezentują tutaj błąd 1σ. Źródło (CC BY 4.0): arXiv:2302.05468 [astro-ph.GA]](/sites/default/files/inline-images/Carbonaceous1.png)
Na ilustracji:
(a) Widmo galaktyki JADES-GS-z6 uzyskane przez spektrograf NIRSpec na pokładzie Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba. Na rysunku zaprezentowano długość fali λ dla wartości laboratoryjnych (dolna skala w [Å] → Angstrem, czyli 10-10m) oraz obserwowanych (górna skala w [μm], czyli 10-6m – dla przesunięcia ku czerwieni z=6,71 [1]) Obserwowane widmo reprezentuje szara-ciągła linia, zaś przerywana-niebieska linia pokazuje poziom widma ciągłego w ultrafiolecie, który został dopasowany jako funkcja potęgowa o wykładniku -2,13.
Zidentyfikowano kilka struktur w widmie potwierdzających przesunięcie ku czerwieni z=6,71 takich, jak skok Lymana (spadek natężenia w widmie wodoru na granicy serii Lymana w zakresie λλ~912-1216 Å), linie widmowe tlenu [O II] i [O III] oraz wodoru serii Balmera Hβ i Hγ.
(b) Powiększony fragment widma z linią absorpcyjną o długości fali około 2175Å, którą reprezentuje czarna linia (tzw. mediana krocząca, czyli filtr do usuwania wyraźnie odstających danych w materiale obserwacyjnym). W zakresie długości fali ograniczonych pionowymi, przerywanymi liniami dopasowano profil Drudego (fioletowa, ciągła linia) o amplitudzie 0,43 mag i centralnej długości fali λmax=2263Å (226,3 nm) względem poziomu widma ciągłego pokazanego jako funkcja potęgowa (niebieska, ciągła linia). Profil Drudego należy rozumieć jak absorpcyjny przekrój czynny w modelu metali w-g Drudego. Zakreskowany obszar wskazuje na linie dubletu C III λλ 1907, 1909Å.
(c) Różnice w strumieniu promieniowania (ΔFλ) w zakresie długości fali 2000-2400Å są największe przy dopasowaniu do danych obserwacyjnych tylko funkcji potęgowej (PL / niebieska linia). Natomiast znacznie lepszym rozwiązaniem jest dopasowanie funkcji potęgowej + profilu Drudego (PL + Drude / fioletowa linia). Cieniowania reprezentują tutaj błąd 1σ.
Źródło (CC BY 4.0): arXiv:2302.05468 [astro-ph.GA]
Wyzwalanie potęgi Teleskopu Webba dla bezprecedensowych odkryć
Przed epoką Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba astronomowie musieli łączyć obserwacje wielu galaktyk, aby uzyskać materiał o wystarczającej jakości i stąd wyciągnąć informacje na temat gwiezdnych populacji oraz jak promieniowanie tych gwiazd jest pochłaniane przez pył. Co istotne byli ograniczeni tylko do badań względnie starych i zaawansowanych ewolucyjnie galaktyk, które miały dużo czasu, aby wytworzyć zarówno gwiazdy jak i pył kosmiczny. To faktycznie zawężało możliwości astronomów do badania kluczowych źródeł pochodzenia pyłu kosmicznego. Obecnie dzięki Teleskopowi Webba mogą oni prowadzić bardzo szczegółowe obserwacje promieniowania konkretnych galaktyk karłowatych z pierwszego miliarda lat po narodzinach Wszechświata. Wreszcie Teleskop Webba pozwala na badanie pochodzenia kosmicznego pyłu i jego roli w ważnych, początkowych etapach ewolucji galaktyk.
Zdaniem Roberto Maiolino (the University of Cambridge + University College London), który jest jednym z astronomów z grupy badawczej JADES, odkrycie pyłu w galaktyce JADES-GS-z6 stało się możliwe, dzięki nadzwyczajnej czułości spektrografu NIRSpec (ang. Near-Infrared Spectrograph) współpracującego z Teleskopem Webba. Można to porównać do natychmiastowego przestawienia się z obserwacji nieba za pomocą 37mm teleskopu Galileusza na obserwacje za pomocą 8-metrowego teleskopu VLT (ang. Very Large Telescope – jest to jeden z największych i najnowocześniejszych teleskopów optycznych).
Spektrograf NIRSpec pozwala na wykonywanie w polu widzenia 3,6’ x 3,4’ (czyli, trochę ponad 1/10 z ~30’ tarczy Księżyca) spektroskopowych przeglądów jednocześnie do 200 obiektów astronomicznych takich, jak gwiazdy lub odległe galaktyki w trybie wieloobiektowym (ang. Multi-Object Mode). W tym celu w spektrografie wykorzystuje się macierz 248 tysięcy mikro-migawek 100x200µm sterowanych indywidualnie.
Obserwacje zostały wykonane w ramach programu obserwacyjnego JADES (skrót z j. ang. JWST Advanced Deep Extragalactic Survey), który otrzymał 32 dni czasu obserwacyjnego Teleskopu Webba na badania odległych i słabych galaktyk. JADES umożliwił on odkrycie setek galaktyk w czasie, gdy Wszechświat liczył mniej niż 600 milionów lat - w tym najdalsze znane do tej pory galaktyki.
Artykuł na ten temat pt. „Obserwacje ziaren pyłu węglowego w pierwszym miliardzie lat od Wielkiego Wybuchu” został opublikowany w prestiżowym Nature.
Darmową wersję artykułu można znaleźć również na portalu preprintów naukowych arXiv:2302.05468.
Uwagi
[1] Wszechświat rozszerza się. Ta ekspansja jest fundamentalną właściwością czasoprzestrzeni. Oznacza to, że podczas podróży przez Wszechświat światło jest jakby „rozciągane” w związku z rozszerzaniem się Wszechświata. Im z wcześniejszego Wszechświata pochodzi światło, tym obecnie jest bardziej „rozciągnięte” (mniej energetyczne – bardziej poczerwienione). W praktyce to „rozciąganie” światła oznacza, że jego długość fali λ staje się coraz większa. Jest to zjawisko znane jako kosmologiczne przesunięciu ku czerwieni (ang. cosmological redshift) oznaczane jako „z”, ponieważ barwa czerwona posiada największą długość fali w całym zakresie promieniowania widzialnego przez ludzkie oko. Z tego powodu często czas w skali kosmologicznej nie jest mierzony w latach, ale w przesunięciu ku czerwieni obserwowanego światła. W bliskiej nam okolicy Wszechświata ciała niebieskie (… galaktyki) posiadają minimalne przesunięcie kosmologiczne, które często „znika” w ruchach własnych obiektów względem nas. Natomiast przesunięcie ku czerwieni z = 7 odpowiada emisji światła około 13 miliardów lat temu, gdy Wszechświat był bardzo młody.
[2] Zasadniczo astronomia zajmuje się badaniem światła, które porusza się ze skończoną prędkością około 300 milionów metrów na sekundę. Ciała niebieskie możemy zaobserwować tylko wtedy, gdy ich światło dotrze do Ziemi. Stwarza to pewne ograniczenia, ale również zapewnia bezpośrednie możliwości badania wczesnego, jak i współczesnego Wszechświata. Badania światła z wczesnego Wszechświata z konieczności pociągają za sobą obserwacje obszarów bardzo odległych od Ziemi, z których światło podróżuje ekstremalnie długo zanim dotrze do nas. Dlatego takie obserwacje młodych ciał niebieskich w kosmologicznej skali czasu, czyli o dużych przesunięciach ku czerwieni, wymagają bardzo czułych teleskopów.
[3] Wszystkie pomiary naukowe obarczone są błędami – zarówno wyniki obserwacji, jak i przewidywania modeli teoretycznych. Jest to spowodowane tym, że zawsze istnieje jakieś źródło błędu. Jeżeli pomiar jest zawarty w zakresie oczekiwanego błędu, to oznacza, że może być nadal dokładny. W tym kontekście struktura w widmie o długości fali λ~226,3 nm (… nanometra) może być uważana za taką sama mieszaninę kosmicznego pyłu jak struktura o λ~217,5 nm.
Opracowanie: Ryszard Biernikowicz
Więcej informacji:
- Publikacja naukowa (Nature): Carbonaceous dust grains seen in the first billion years of cosmic time(arXiv) Carbonaceous dust grains seen in the first billion years of cosmic time
- Webb sees carbon-rich dust grains in the first billion years of cosmic time
- James Webb Telescope Uncovers Carbon-Rich Dust Grains in the Early Universe
- Portal Urania: Co pola GOODS mówią nam o Wszechświecie?
Źródło: ESA/Webb, NASA, ESA, CSA
Na ilustracji: Widok galaktyki JADES-GS-z6 w głębokim polu GOODS-South obserwowanym przez Teleskop Webba w ramach programu JADES (skrót od: JWST Advanced Deep Extragalactic Survey). Astronomowie po raz pierwszy odkryli chemiczne sygnatury ziaren pyłu bogatych w węgiel w obszarze Wszechświata o przesunięciu ku czerwieni ~7, czyli około miliarda lat po Wielkim Wszechświata. Jest to obserwacja najwcześniejszych populacji gwiazdowych oraz produkcji pyłu kosmicznego we Wszechświecie. Źródło: ESA/Webb, NASA, ESA, CSA, B. Robertson (UC Santa Cruz), B. Johnson (Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian), S. Tacchella (University of Cambridge, M. Rieke (Univ. of Arizona), D. Eisenstein (Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian), A. Pagan (STScI)
