W pogoni za pierwszym światłem —
najodleglejsze galaktyki we Wszechświecie

Badania obiektów na krańcach obserwowalnego Wszechświata stanowią jeden z najbardziej dynamicznie rozwijających się obszarów współczesnej astrofizyki. W ostatniej dekadzie nastąpił znaczący postęp w tej dziedzinie, najpierw za sprawą teleskopu kosmicznego Hubble'a, który prawie dziesięciokrotnie powiększył rozmiary dostępnej naszym obserwacjom części Kosmosu, a ostatnio przy dużym udziale nowoczesnych teleskopów naziemnych

Rys. 1. Zdjęcie fragmentu nieba z użyciem trzech filtrów. Obiekt zaznaczony kółkiem jest widoczny tylko w barwie zielonej i czerwonej, w ultrafiolecie nie jest widoczny

Jeszcze 10 lat temu listę obiektów o największym przesunięciu ku czerwieni otwierały kwazary o wartości z nieco przekraczającej 4, natomiast brakowało sukcesów w poszukiwaniu odległych galaktyk. Wtedy to Chuck Steidel, astronom pracujący w Kalifornijskim Instytucie Technologicznym, wpadł na pomysł, jak odróżnić światło odległych galaktyk pośród tysięcy innych obiektów na przeglądowych obrazach nieba. Porównując zdjęcia uzyskane z użyciem filtrów: czerwonego, zielonego i ultrafioletowego, zauważył, że przy użyciu filtra UV niektóre galaktyki znikają (rys. 1). Zinterpretował to jako efekt pochłaniania przez obłoki wodoru promieniowania o długości fali krótszej niż linia Lymana (która na skutek przesunięcia ku czerwieni o wartości przekraczającej 3 znalazła się tymczasem w widzialnym zakresie widma). Nazwał je galaktykami z przerwą Lyman-α (Lyman-break galaxies), od nazwiska fizyka, który na początku XX w. zapoczątkował badania widm w ultrafiolecie.

Rys. 2. Zdjęcie gromady galaktyk w gwiazdozbiorze Rysia. Na tle jej galaktyk są widoczne obrazy będące efektem soczewkowania grawitacyjnego odległych obiektów

Metodę tę zastosowano z powodzeniem do wyszukiwania podejrzanych galaktyk w tzw. głębokim polu Hubble'a oraz w innych przeglądach fotometrycznych. Obserwacje spektroskopowe, prowadzone głównie z użyciem teleskopu Kecka, potwierdziły odkrycie w roku 1995 — 15, w 1997 — ponad 250, a wkrótce potem już kilku tysięcy galaktyk o przesunięciu ku czerwieni przekraczającym wartość z = 3. Jednocześnie galaktyki wysunęły się na czoło listy obiektów o największym przesunięciu ku czerwieni, w roku 1998 przekraczając granicę z = 5, a w roku 2002 — z = 6. W ciągu ostatnich dwóch lat znaczące sukcesy w obserwacjach spektroskopowych słabych, odległych galaktyk były udziałem teleskopów VLT i Subaru. Przegląd Subaru Deep Field, realizowany w kwietniu i w maju 2002 r., a polegający na 6-godzinnej obserwacji obszaru (położonego na pograniczu Warkocza Bereniki i Wolarza) o rozmiarach pół stopnia w trzech filtrach, ujawnił 50 tys. obiektów, spośród których wyselekcjonowano 70 kandydatek. Już w czerwcu 2002 r. obserwowano spektroskopowo 9 z nich, w dwóch przypadkach potwierdzając, że są to odległe galaktyki, dla których z wynosi 6,54 i 6,58 (co w świetle obecnych ocen stałej Hubble'a odpowiada odległości 12,9 mld lat świetlnych i oznacza, że widzimy obiekty z epoki 900 mln lat po Wielkim Wybuchu). Szczęśliwym trafem przy takiej wartości z linia Lyman-α może być obserwowana z powierzchni Ziemi (a przynajmniej z położonego na wysokości przeszło 4000 m n.p.m. obserwatorium na Mauna Kea na Hawajach) w oknie bliskiej podczerwieni w okolicach 920 nm, co znacznie ułatwiło identyfikację (rys. 3).

Rys. 3. Fragment widm dwóch galaktyk z przeglądu Subaru Deep Field z widoczną emisją Lyman-α. Skala u góry odpowiada nie przesuniętym długościom fali, na dole — obserwowanym

Wielkim sprzymierzeńcem astronomów w badaniu najodleglejszych galaktyk bywa sama natura pod postacią zjawiska soczewkowania grawitacyjnego. Z jednej strony już sama obecność świetlnych łuków i podobnych form obrazów na zdjęciach gromad galaktyk daje podstawy do przypuszczeń, że mamy do czynienia ze światłem obiektów położonych dalej niż sama gromada, z drugiej — pole grawitacyjne położonej bliżej gromady w wielu przypadkach działa dosłownie jak soczewka, ogniskując promieniowanie rozmytych plamek głębokiego kosmosu w jasne i wyraźne, czasem niemal punktowe obrazy; umożliwia to dostrzeżenie obiektów, które w normalnych warunkach pozostawałyby poza zasięgiem naszych odbiorników.

I tak, dla przykładu, gromada galaktyk w konstelacji Rysia (rys. 2) już od kilku lat była przedmiotem systematycznych badań prowadzonych z użyciem największych teleskopów optycznych, podczerwonych i rentgenowskich. Jej odległość oceniono na 5,4 mld l.św., a szczególną uwagę zwrócono na niewielki, czerwony łuk świetlny, który od początku wyglądał na soczewkowany przez gromadę galaktyk obraz jakiegoś dalekiego obiektu.

Rys. 4. Wizja artystyczna procesu narodzin gwiazd w obiekcie soczewkowanym przez gromadę galaktyk w konstelacji Rysia

Ten niewielki świetlny łuk okazał się największym, najjaśniejszym i najgorętszym obszarem powstawania gwiazd, jaki do tej pory zaobserwowano. Próby dopasowania rozkładu energii w widmie tego obiektu do obserwowanego udały się tylko w jednym przypadku: przy założeniu, że jest to obszar liczący około miliona jasnych, gorących gwiazd (rys. 4). Temperatury na ich powierzchni sięgają 80 tys. kelwinów, a szacowane masy przekraczają 100 mas Słońca. Prawdopodobnie tylko z pierwotnej materii Wszechświata mógł powstać tak gigantyczny gwiazdotwórczy fajerwerk, choć ten akurat pochodzi z okresu, gdy Wszechświat liczył już sobie prawie 2 mld lat.

Rys. 5. Zdjęcie ukazuje fragment gromady galaktyk Abell 2218 z zaznaczonymi pozycjami soczewkowanych przez nią obrazów odległej galaktyki (patrz zdjęcie na okładce)

Ale prawdziwą furorę w badaniach soczewkowanych obrazów zrobiły w ostatnich tygodniach dwie gromady galaktyk. Najpierw, 15 lutego br., ogłoszono, że wykonane teleskopem Hubble'a obserwacje dwóch soczewkowanych przez gromadę Abell 2218 obrazów (rys. 5) wskazują na przesunięcie ku czerwieni z przedziału 6,6–7,1, zaś dalsze obserwacje spektroskopowe teleskopem Kecka uściśliły tę wartość na bliską 7. Oznacza to, że obserwujemy obiekt z epoki s<>750 mln lat po Wielkim Wybuchu, gdy Wszechświat liczył sobie zaledwie 5% obecnego wieku. Co ciekawe, dopasowane do rozkładu obserwowanego promieniowania modele sugerują, że jest to obiekt bardzo niewielki — o rozmiarach zaledwie 2 tys. lat świetlnych — ale promieniujący niezwykle silnie w ultrafioletowej części widma (chodzi o rzeczywisty UV, oczywiście już po uwzględnieniu obserwowanego przesunięcia ku czerwieni). Potwierdzałoby to ogólne zarysy obowiązującego obecnie modelu zjawisk, które zaszły w młodym Wszechświecie, zgodnie z którym już 200 mln lat po Wielkim Wybuchu rodziły się bardzo masywne (o masach dochodzących do kilkuset mas Słońca) gwiazdy, natomiast powstawanie galaktyk odbywało się nieco później i najpierw obejmowało struktury niewielkie, które dopiero wskutek grawitacyjnych oddziaływań „zlepiały się” w większe twory — o rozmiarach znanych nam współcześnie galaktyk.

Rys. 6. Obrazy soczewkowanej galaktyki IR1916 (zaznaczonej kółkiem i kreskami) w gromadzie Abell 1835. Dolna sekwencja zdjęć ukazuje obrazy w pasmach R (zakres widzialny — zdjęcie z HST; tu galaktyka nie jest widoczna) oraz J, H, K (bliska podczerwień)

Natomiast 1 marca br. ujawniono odkrycie obrazu galaktyki o wartości z równej 10 (słownie: dziesięć!). To fantastyczne odkrycie zapoczątkowały obserwacje gromady Abell 1835 w bliskiej podczerwieni z użyciem podczerwonej kamery (ISAAC: Infrared Spectrometer And Array Camera) teleskopu VLT. Sporządzono kilka obrazów gromady z użyciem różnych filtrów, by w pierwszym przybliżeniu uzyskać rozkład promieniowania kilku tysięcy galaktyk widocznych w badanym polu. W ten sposób wyselekcjonowano te, które były podejrzane o wielką odległość. Następnie wykorzystano dotychczasowe obserwacje gromady z użyciem teleskopu kanadyjsko-francuskiego (CFHT) na Hawajach oraz teleskopu Hubble'a, pozostawiając zaledwie 6 kandydatek na bardzo odległe galaktyki (rys. 6). Nadeszła chwila prawdy: wykorzystując specjalną rezerwę czasu obserwacyjnego pozostającego w gestii samego dyrektora placówki VLT, przeprowadzono przy użyciu ISAAC-a tym razem spektroskopowe obserwacje jednej z kandydatek. Po kilku miesiącach żmudnych i powtarzanych wielokrotnie analiz astronomowie zdecydowali się ogłosić fakt identyfikacji linii Lyman-α na fali 1,34 μm, tj. odpowiadającej przesunięciu ku czerwieni równemu prawie dokładnie 10 (przypomnijmy, że z = Δλ/λ₀, zaś λ₀ = 121,6 nm = 0,1216μm) — patrz rys. 7.

Tym razem mamy więc do czynienia z obiektem odległym o 13,23 mld l.św. (zaledwie 470 mln lat po Wielkim Wybuchu, gdy Wszechświat liczył sobie 3% obecnego wieku).

I tu również oceny rozmiarów obiektu IR 1916 dają zaskakujący może na pierwszy rzut oka wynik: zaledwie 3000 l.św. A jednak, biorąc pod uwagę, że mamy do czynienia z obiektem bardzo intensywnie produkującym młode, masywne gwiazdy (co wnioskujemy po rozkładzie obserwowanej energii w widmie), zaczyna nam to wszystko pasować do układanki, w której staramy się odtworzyć zachodzące w młodym Wszechświecie procesy — widzimy tu najwyraźniej protogalaktykę, niewielki składnik — cegiełkę, która będzie podstawowym budulcem istniejących do dziś galaktyk. Podkreślmy jeszcze raz: nie mielibyśmy szans na zaobserwowanie tak odległego i tak niewielkiego obiektu, gdyby nie zjawisko soczewkowania grawitacyjnego. Badający widmo protogalaktyki IR 1916 astronomowie pokusili się o ocenę jej masy, uzyskując wielkość 10 mln mas Słońca (to ponad 10 000 razy mniej niż masa naszej Galaktyki). Artykuł prezentujący to odkrycie ukazał się na łamach Astronomy and Astrophysics, vol. 416, s. L35, jest też dostępny w Internecie (fr.arxiv.org/abs/astro-ph/0403025).

Rys. 7. W lewej części — dwuwymiarowa prezentacja widma (na osi poziomej — długość fali) w okolicy 1,34 μm z zaznaczoną kółkiem pozycją galaktyki IR1916. Linię tę zaobserwowano niezależnie przy dwóch różnych ustawieniach spektrografu — w prawej części widzimy oddzielne obrazy przy obserwacjach w pasmie centralnym 1,315 μm i 1,365 μm oraz ich sumę

Warto podkreślić, że poszukiwanie i identyfikacja najodleglejszych galaktyk we Wszechświecie to znacznie więcej niż zwykła rywalizacja o znalezienie jak największej wartości przesunięcia ku czerwieni z. Każda obserwacja to niezwykle cenny, unikalny przyczynek do zrozumienia tego, co działo się w młodym Wszechświecie, w czasie pierwszego miliarda lat jego istnienia. Jeszcze do niedawna ten fragment jego historii wydawał się obszarem czysto teoretycznych dociekań, jedyny obserwacyjny ślad z tamtej epoki stanowiło mikrofalowe promieniowanie tła. Wydawać by się mogło, że promieniowanie to niesie informację tylko o epoce rekombinacji wodoru, jakieś 380 tys. lat po Wielkim Wybuchu, odkąd to fotony bez przeszkód biegły przez obserwowalny Wszechświat…

A jednak — część z nich po drodze ulegała rozpraszaniu na cząstkach naładowanych, co powodowało polaryzację promieniowania w dużych skalach kątowych na niebie. Fakt ten potwierdziły obserwacje przeprowadzone przez sondę WMAP. Jak się wydaje, już kilkaset milionów lat po Wielkim Wybuchu około 17% fotonów promieniowania reliktowego było rozpraszanych przez cienką mgiełkę zjonizowanego gazu. Powstała ona w wyniku powtórnej jonizacji kosmicznego wodoru i helu przez promieniowanie pochodzące z pierwszego pokolenia niezwykle masywnych i gorących gwiazd. Mało kto spodziewał się tak silnej polaryzacji, tak silnego rozpraszania, tak szybkiej powtórnej jonizacji materii, tak gwałtownej i tak wielkiej obfitości jasnych, masywnych gwiazd — prawdopodobnie już w epoce 200–300 mln lat po Wielkim Wybuchu. Tak oto, zbierając obserwacyjne poszlaki z krańców Wszechświata, stajemy w obliczu potęgi sił kształtujących jego obraz od samego początku istnienia.

Krzysztof Rochowicz pracuje jako adiunkt w Cenrum Astronomii UMK, zajmując się spektroskopią gwiazd i galaktyk, jest również redaktorem pisma „Urania–PA”