Neue Höhen erreichen: James-Webb-Weltraumteleskop entdeckt rekordverdächtige alte Galaxie

Kürzlich gaben Astronomen die Entdeckung einer Galaxie mit einer Rotverschiebung von 13 bekannt, als das Universum etwa 330 Millionen Jahre alt war. Zuvor hielt den Rekord eine Galaxie mit einer Rotverschiebung von etwa 11 in einem Universum, das etwa 420 Millionen Jahre alt war. Webb hat die am weitesten entfernte Galaxie, die der Mensch je gesehen hat, um etwa 100 Millionen Jahre auf die Zeit der Geburt des Universums zurückversetzt. Für Webb war das nur ein einfacher Start. Wir können davon ausgehen, dass Webb, der mit Intelligenz gesegnet ist, in naher Zukunft noch größere Durchbrüche erzielen und die Menschheit dazu führen wird, die Geheimnisse des frühen Universums zu entschlüsseln.

Geschrieben von Wang Shanqin

Am 12. Juli 2022 wurde im Rahmen einer mit Spannung erwarteten Veranstaltung die erste Serie von Bildern des James Webb Space Telescope (JWST oder „Webb“) offiziell bekannt gegeben. Diese Fotoserie schockierte nicht nur Fachleute der Astronomie, sondern auch viele Menschen außerhalb dieser Kreise.

Abbildung: Im Jahr 2016 der zusammengebaute Primärspiegel von Webb und der gefaltete Sekundärspiegel samt Halterung.丨Bildquelle: NASA

Doch bevor eine Melone vorbei ist, taucht eine andere auf: Am 20. Juli gab ein Team unter der Leitung von Astronomen der Harvard University bekannt, dass sie in den von Webb aufgenommenen Bildern eine rekordverdächtige Galaxie entdeckt hätten: Sie entstand etwa 330 Millionen Jahre nach dem Urknall und ist damit die älteste bisher entdeckte Galaxie .

Wie bestimmt man die Rotverschiebung eines Himmelskörpers?

Die Rotverschiebung ist eine der wichtigsten Grundlagen zur Messung der Entfernung und des Alters von Himmelskörpern. Aufgrund der Bewegung des Himmelskörpers selbst oder der Ausdehnung des Universums selbst verändern sich die vom Himmelskörper ausgesendeten Lichtwellen. Wird die Lichtwelle länger, handelt es sich um eine Rotverschiebung; Wird die Lichtwelle kürzer, handelt es sich um eine negative Rotverschiebung bzw. Blauverschiebung.

Der Name entstand aufgrund der damaligen Beschränkungen: Vor über 100 Jahren waren die Wellenlängen, die Astronomen beobachten konnten, im Wesentlichen auf sichtbares Licht beschränkt, und innerhalb des sichtbaren Lichts hat rotes Licht die längste und blau-violettes Licht die kürzeste Wellenlänge. Daher wird die Bewegung anderer Farben des sichtbaren Lichts zum roten Ende hin als Rotverschiebung bezeichnet. Da sich der Wellenlängenbereich der Beobachtung erweitert, beobachten Astronomen schon seit langem das Phänomen, dass sich rotes Licht in Richtung Infrarot bewegt. Konventionell wird eine solche Bewegung jedoch immer noch als „Rotverschiebung“ und nicht als „Infrarotverschiebung“ bezeichnet. Wir müssen nur bedenken, dass sich „Rotverschiebung“ im Allgemeinen auf die Verlängerung der Wellenlänge bezieht.

Das von Himmelskörpern ausgestrahlte Licht besteht aus Strahlung, die von Atomen zahlreicher Elemente abgegeben wird. Diese Strahlungen werden durch Elektronenübergänge innerhalb von Atomen verursacht und haben feste Wellenlängen. Wenn ein Teil des von Himmelskörpern ausgestrahlten Lichts zur Erde gelangt, wird die Strahlung in bestimmten Bändern von deren eigener Atmosphäre oder dem interstellaren Medium absorbiert, und die Intensität nimmt ab, was in Form von Absorptionslinien erscheint.

Wenn die Wellenlänge einer Absorptionslinie eines Elements im gemessenen Spektrum eines Himmelskörpers von der im Labor gemessenen Wellenlänge abweicht, bedeutet dies, dass es zu einer Rotverschiebung oder Blauverschiebung gekommen ist. Subtrahieren Sie die beiden Werte und dividieren Sie diese durch die im Labor gemessene Wellenlänge, um den Wert der Rotverschiebung bzw. Blauverschiebung zu erhalten.

Abbildung: Schematische Darstellung der Rotverschiebung von Absorptionslinien (dunkle Linien in der Abbildung). Pfeile zeigen Verschiebungen der Spektrallinien an. Quelle: Georg Wiora

Wenn beispielsweise die Elektronen eines Wasserstoffatoms von der 2., 3., 4., 5. und 6. Umlaufbahn zur 1. Umlaufbahn (Grundzustand) springen, betragen die Wellenlängen der emittierten Strahlung 121,57 Nanometer, 102,57 Nanometer, 97,254 Nanometer, 94,974 Nanometer bzw. 93,780 Nanometer. Dies sind die ersten Zeilen der berühmten „Lyman-Zeilenreihe“. Diese Linien werden auch Lyman-Alpha-Linien, Lyman-Beta-Linien, Lyman-Gamma-Linien usw. genannt. Wenn wir beobachten, dass die Wellenlänge der Lyman-Alpha-Linie eines Himmelskörpers 1215,7 Nanometer beträgt, können wir 1215,7 von der im Labor gemessenen Wellenlänge 121,57 abziehen und dann durch 121,57 dividieren. Die resultierende Zahl 9 ist der Rotverschiebungswert.

Wenn die Strahlung einiger entfernter Galaxien durch zahlreiche wasserstoffreiche intergalaktische Molekülwolken hindurchgeht, werden die darin enthaltenen Lyman-Alpha-Linien (und andere Lyman-Linien) stark vom Wasserstoff in den Molekülwolken absorbiert, was zu einem drastischen Abfall ihrer Helligkeit führt. Dies führt dazu, dass die Helligkeit der Strahlung mit Wellenlängen gleich oder kürzer als die Lyman-Alpha-Linie viel geringer ist als bei anderen Wellenlängen. Solche Galaxien werden Lyman-Break-Galaxien (LBGs) genannt.

Nach der Beobachtung einer Lyman-Break-Galaxie wird die Wellenlänge des Bruchs gemessen und mit der Wellenlänge der Lyman-Alpha-Linie im Labor (121,57 Nanometer) verglichen. Daraus lässt sich ihre Rotverschiebung berechnen. Die tatsächliche Vorgehensweise ist natürlich komplizierter: Durch eine Modellanpassung können wir das theoretische Energiespektrum erhalten, wodurch wir die spezifische Wellenlänge des Lyman-Bruchses bestimmen und dann seine Rotverschiebung berechnen können.

Bisheriger Champion: GN-z11

Die älteste Galaxie, die Astronomen zuvor auf Hubble-Bildern entdeckt hatten, war GN-z11. Das G in dieser Zahl steht für „The Great Observatories Origins Deep Survey“ (GOODS), eine Mehrbandbeobachtung, die gemeinsam vom Hubble-Weltraumteleskop (im Folgenden „Hubble“ genannt) und einigen Weltraum-Röntgenteleskopen sowie erdgebundenen Teleskopen durchgeführt wird. GOODS beobachtet zwei bestimmte Himmelsbereiche im Süden und Norden, die mit S bzw. N gekennzeichnet sind. GN stellt also die nördliche Himmelsregion dar, die von diesem Projekt beobachtet wird.

Abbildung: Ein vergrößertes Bild von GNz-11, beobachtet in der nördlichen Region von GOODS (Einschub). Dies ist eine Zusammenstellung sichtbarer und nahinfraroter Daten von Hubbles ACS und WFC3. Bildquelle: NASA, ESA und P. Oesch (Yale University)

Im Jahr 2016 kombinierte ein Team unter der Leitung des Astronomen Pascal Oesch von der Yale University Bilder der Weltraumteleskope Hubble und Spitzer und verwendete den Gitterspektrographen der Wide Field Camera (WFC3) der dritten Generation des Hubble, um ein Spektrum dieser im GN-Beobachtungsgebiet gelegenen Galaxie zu erhalten. Sie fanden heraus, dass das Strahlungsflussverhältnis auf beiden Seiten der Bruchwellenlänge im Energiespektrum der Galaxie weniger als 0,32 beträgt. **[1]**Es handelt sich also um eine Lyman-Break-Galaxie.

Oesch et al. verwendete die Lyman-Break-Galaxienvorlage, um ihr Energiespektrum anzupassen (siehe Abbildung unten) und ermittelte, dass die Wellenlänge des „Lyman-Breaks“ etwa 1,47 Mikrometer (1470 Nanometer) betrug, und ermittelte eine Rotverschiebung von etwa 11,09. Da seine Rotverschiebung etwa 11 beträgt, enthält seine Zahl „z11“.

Abbildung: Die Anpassung des Energiespektrums von GNz-11 zeigt, dass seine Rotverschiebung etwa 11,09 beträgt. Die dunkelrote Linie ist das theoretische Energiespektrum, das mithilfe der Vorlage „Lyman-Break-Galaxie“ (LBG) angepasst wurde. Ein nach unten zeigender Pfeil zeigt die Obergrenze der Beobachtung an. Die Anpassungen der beiden anderen Modelle waren von wesentlich geringerer Qualität, was die Möglichkeit ausschließt, dass es sich bei dieser Galaxie um eine Galaxie mit geringer Rotverschiebung handelt.丨Bildquelle: Referenz [1]

Die Berechnung des Alters einer Galaxie auf Grundlage der Rotverschiebung hängt von einigen kosmologischen Parametern ab. Geht man von der aktuellen Hubble-Konstante von 69,6 aus, beträgt der Materieanteil im Universum 0,286 und der Anteil der Dunklen Energie 0,714. Das Alter unseres Universums beträgt dann 137,21 Jahre (siehe: https://www.astro.ucla.edu/~wright/CosmoCalc.html).

In einem solchen Universum ist das Universum, in dem sich die Galaxie mit einer Rotverschiebung von 11 befindet, 419 Millionen Jahre alt und ihre „Lebensspanne“ beträgt mindestens 13,302 Milliarden Jahre.

Neuer Rekordhalter: GLASS-z13

GN-z11 hielt den Meisterthron nur einige Jahre lang, bevor es durch eine weiter entfernte Galaxie ersetzt wurde, die von Webb entdeckt wurde. Die rekordbrechende Galaxie wurde GLASS-z13 genannt.

Abbildung: Falschfarbenbild von GLASS-z13. Bildquelle: Naidu et al, P. Oesch, T. Treu, GLASS-JWST, NASA/CSA/ESA/STScI

Das GLASS in GLASS-z13 ist die Abkürzung für „Grism Lens Amplified Survey from Space“. Das GLASS-Projekt beobachtete 10 Galaxienhaufen und 10 leere Bereiche in ihrer Nähe. Einer der Galaxienhaufen war Abell 2744, der auch einer der sechs Galaxienhaufen war, die in diesem Jahr vom berühmten Hubble Frontier Fields (HFF) fotografiert wurden.

Abbildung 1: Bilder des Himmelsbereichs, in dem sich Abell 2744 befindet (links), und der „Parallelregion“ in der Nähe dieses Bereichs, aufgenommen vom Hubble Frontier Field Project. Bildquelle: NASA, ESA und J. Lotz, M. Mountain, A. Koekemoer und das HFF-Team (STScI) (links); Referenz [2] (rechts)

Webb verwendete die Nahinfrarotkamera (NIRCam), um Bilder von Galaxien in dem Himmelsbereich aufzunehmen, in dem sich Abell 2744 befindet, und in nahegelegenen Himmelsbereichen, und verwendete den Nahinfrarot-Imager und spaltlosen Spektrographen (NIRISS) und den Nahinfrarot-Spektrographen (NIRSpec), um Spektren von Himmelsobjekten zu erhalten. Die von Webb erhaltenen Daten wurden als Teil der Early Release Science (ERS)-Daten veröffentlicht. Das Projekt trägt daher den Namen „GLASS-JWST-ERS“.

Ein Team unter der Leitung von Rohan Naidu vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) bestätigte GLASS-z13 in Daten von GLASS-JWST-ERS [Anmerkung 1] . Es muss erwähnt werden, dass Pascal Oesch, der das Team zur Bestätigung von GN-z11 leitete, ebenfalls Mitglied dieses Teams war**[Anmerkung 2]** und in der entsprechenden Arbeit den zweiten Platz belegte.

Die sieben Tafeln oben im Bild unten zeigen Webbs NIRCam-Beobachtungen der sieben Bänder von GLASS-z13. Die mittleren Wellenlängen dieser sieben Bänder betragen 0,9 Mikrometer, 1,15 Mikrometer, 1,5 Mikrometer, 2,0 Mikrometer, 2,27 Mikrometer, 3,56 Mikrometer und 4,44 Mikrometer. In diesen Bändern betragen die Beobachtungszeiten von NIRCam für den Himmelsbereich, in dem sich GLASS-z13 befindet, 3,3, 3,3, 1,7, 1,5, 1,5, 1,7 bzw. 6,6 Stunden. [3]

Abbildung: Das Bild von GLASS-z13, aufgenommen mit den sieben Filtern von Webbs NIRCam (oben), die Flussdichte in jedem Band, die auf Grundlage der Daten ermittelt wurde (unten links, die Größe/der Fluss in verschiedenen Bändern stellt das Energiespektrum dar) und die durch Anpassung ermittelte Rotverschiebung (unten rechts). Ein nach unten zeigender Pfeil zeigt die Obergrenze der Beobachtung an. Die orangerote Linie ist das theoretische Energiespektrum, das mithilfe der Vorlage „Lyman-Break-Galaxie“ (LBG) angepasst wurde. Bildquelle: Referenz [3]

Aus den beobachteten Bildern der 7 Bänder in der obigen Abbildung lässt sich intuitiv erkennen, dass in den Bildern der 3 Bänder mit kürzeren Wellenlängen kein GLASS-z13-Bild vorhanden ist, sodass nur der obere Grenzwert der Helligkeit angegeben werden kann. In den Bildern der vier Bänder mit längeren Wellenlängen erscheinen klare Galaxienbilder, sodass genaue Helligkeitswerte erhalten werden können.

Indem wir die Helligkeit oder die Obergrenzen der sieben Bänder in das Energiespektrum eintragen, können wir die ungefähre Wellenlänge des „Lyman-Bruchs“ von GLASS-z13 bestimmen, die zwischen 1,5 und 2,0 Mikrometern liegen wird. Naidu et al. verwendete die Vorlage „Lyman-Break-Galaxie“ („LBG“ in der Abbildung), um das theoretische Energiespektrum (die orange Linie in der Abbildung oben) anzupassen und ermittelte den spezifischen Wert der Wellenlänge des „Lyman-Breaks“ dieser Galaxie.

Aus der passenden Grafik können wir erkennen, dass der Fluss von GLASS-z13 bei einer Wellenlänge von etwas über 1,6 Mikrometern (1600 Nanometern) steil abfällt. Diese Wellenlänge ist also die Position der Lyman-Alpha-Linie dieser Galaxie. Wenn wir die Wellenlänge der Lyman-Alpha-Linie im Labor (121,57 Nanometer) grob von 1,6 Mikrometern (1600 Nanometern) abziehen und dann durch letztere dividieren, erhalten wir eine Rotverschiebung von etwa 12. Da die Bruchwellenlänge etwas größer als 1,6 Mikrometer ist, beträgt die endgültige Rotverschiebung tatsächlich 12,4 oder 13,1 (verschiedene Modelle ergeben leicht unterschiedliche Werte).

Gemäß den oben ermittelten kosmologischen Parametern beträgt das Alter des Universums, in dem sich die Galaxie GLASS-z13 mit einer Rotverschiebung von 13 befindet, 332 Millionen Jahre, und ihre „Lebensdauer“ beträgt mindestens 13,388 Milliarden Jahre. Damit ist sie etwa 86 Millionen Jahre älter als die Galaxie mit einer Rotverschiebung von 11 und fast 100 Millionen Jahre älter. Daher können wir sagen, dass Webb die am weitesten vom Menschen gesehene Galaxie um etwa 100 Millionen Jahre auf die Zeit der Geburt des Universums zurückversetzt hat . [Anmerkung 3]

Der Modellanpassung zufolge ist die Masse von GLASS-z13 sehr gering, sie beträgt nur etwa eine Milliarde Mal die Masse der Sonne. **[3]**Zum Vergleich: Die Masse unserer Milchstraße beträgt etwa eine Billion Mal die Masse unserer Sonne. Daher beträgt die Masse von GLASS-z13 nur etwa ein Tausendstel der Masse der Milchstraße.

Das Modell zeigt auch, dass GLASS-z13 zu diesem Zeitpunkt im Universum etwa 71 Millionen Jahre alt war (mit einem oberen und unteren Fehler von 32 Millionen Jahren bzw. 33 Millionen Jahren). **[3]** Das Universum selbst war zu dieser Zeit nur etwa 332 Millionen Jahre alt, es entstand also etwa 260 Millionen Jahre nach der Entstehung des Universums.

Die von Webb für GLASS-z13 (und andere Galaxien mit hoher Rotverschiebung und Rotverschiebungen von bis zu etwa 10) entdeckte Nahinfrarotstrahlung war ursprünglich die von diesen Galaxien emittierte Ultraviolettstrahlung. Aufgrund der Ausdehnung des Universums werden diese ultravioletten Strahlen bis zu ihrem Erreichen der Erde zu Nahinfrarotstrahlen gedehnt.

Nehmen wir als Beispiel Strahlung mit einer Wellenlänge von 4,44 Mikrometern. Wenn wir diese durch (13+1) teilen, erhalten wir 0,317 Mikrometer oder 317 Nanometer, was in die Nähe des ultravioletten Lichts kommt. Wenn das Nahinfrarotlicht mit kürzerer Wellenlänge durch denselben Wert geteilt wird, erhält man das Ultraviolettlicht mit kürzerer Wellenlänge. Daher können von Webb nur Galaxien erkannt werden, deren ultraviolette Strahlung hell genug ist.

Was die von diesen alten Galaxien ausgesandte sichtbare Lichtstrahlung betrifft, so ist sie nach einer so großen Rotverschiebung zu Strahlung im mittleren Infrarotbereich geworden, wenn sie die Erde erreicht. Webbs Mittelinfrarot-Instrument (MIRI) ist ein leistungsfähiges Werkzeug zum Erkennen dieser Mittelinfrarotstrahlung.

Rollend zu neuen Höhen

Das Papier von Naidu et al. wurde am 19. Juli 2022 auf die Preprint-Website arxiv hochgeladen und am 20. systematisch veröffentlicht. Ein ähnliches Papier, das ebenfalls am 19. Juli auf Arxiv hochgeladen und am 20. Juli veröffentlicht wurde, wurde von einem Team unter der Leitung von Marco Castellano vom italienischen Nationalen Institut für Astrophysik veröffentlicht. [4]

Das Papier von Castellano et al. Sie verwendeten außerdem von GLASS-JWST-ERS veröffentlichte Daten, aus denen sie einige Galaxien mit Rotverschiebungen zwischen 9 und 15 bestätigten. Darunter wurden die Rotverschiebungen von zwei Galaxien mit Rotverschiebungen über 10 als GHZ1 und GHZ2 kodiert und ihre Rotverschiebungen betrugen 10,6 bzw. 12,35.

Castellano et al. wurde auch die „Lyman-Break“-Methode verwendet, um die Wellenlänge des Bruchs und damit seine Rotverschiebung zu bestimmen. Von den sieben Filtern, die Webbs NIRCam verwendet, verfehlten zwei bei den kürzeren Wellenlängen die Galaxien, während dies bei fünf bei den längeren Wellenlängen der Fall war. Auf dieser Grundlage haben Castellano et al. verwendete die Vorlage von Lyman-Break-Galaxien, um die Rotverschiebungen dieser Galaxien anzupassen, wie in der Abbildung unten gezeigt.

Abbildung: Bilder von GHZ1 (links) und GHZ2 (rechts), aufgenommen mit sieben Filtern von Webbs NIRCam (oben) und Magnitudendiagramme jedes Bandes, die auf Grundlage der Daten erhalten wurden (unten stellt die Magnitude/der Fluss in verschiedenen Bändern das Energiespektrum dar). Die kleine Abbildung unten zeigt die durch Anpassung ermittelte Rotverschiebung. Ein nach unten zeigender Pfeil zeigt die Obergrenze der Beobachtung an. Die Abbildung zeigt deutliche Merkmale der Lyman-Fraktur.丨Bildquelle: Referenz [4]

GHZ2 hatte eine etwas geringere Rotverschiebung als GLASS-z13 und sorgte daher nicht für Aufsehen in den Medien. Man kann beobachten, dass sich die Selbstbezogenheit in diesem Bereich in einem besorgniserregenden Ausmaß entwickelt hat.

Was wir voraussehen können, ist, dass der Wettbewerb unter den Astronomen um die Suche nach Galaxien mit höherer Rotverschiebung auf der Grundlage der von Webb erhaltenen Daten immer härter und nach innen gerichteter werden wird und dass neue Entfernungen weiterhin alte Rekorde brechen werden. Diese Art von Wettbewerb und Involution ist für den Menschen sehr nützlich, um die Grenzen des sichtbaren Universums zu verstehen. Wir freuen uns darauf, dass Webb in Zukunft noch größere Durchbrüche auf diesem Gebiet erzielen und sogar die erste Generation von Galaxien und Sternen entdecken wird.

Abbildung: Die Tiefe des Universums, die von verschiedenen Teleskopen in verschiedenen Epochen erfasst werden kann. Die rosa Markierung unten ist die Rotverschiebung und der weiße Text markiert das Alter des Universums bei der entsprechenden Rotverschiebung in Milliarden von Jahren. Webbs Beobachtungsziele sind Galaxien und Sterne aus einer Zeit, als die Rotverschiebung 20 betrug und das Universum erst 200 Millionen Jahre alt war. Bildquelle: NASA, ESA

Hinweise

[Anmerkung 1] Da sich GLASS-z13 in der Himmelsregion befindet, in der sich Abell 2744 befindet, liegt es nicht in der Himmelsregion, in der sich SMACS 0723 befindet, das im ersten von Webb veröffentlichten Vollfarbbild enthalten war.

[Anmerkung 2] Pascal Oesch ist derzeit der Abteilung für Astronomie der Universität Genf (Schweiz) und dem Niels-Bohr-Institut der Universität Kopenhagen (Dänemark) angeschlossen.

[Anmerkung 3] Obwohl unterschiedliche kosmologische Parameter zu unterschiedlichen spezifischen Werten für das Alter des Universums führen (zwischen 13,7 und 14 Milliarden Jahren), unterscheiden sich die Alter alter Galaxien bei unterschiedlichen Rotverschiebungen nur geringfügig.

Verweise

[1]Oesch, PA , et al. Eine bemerkenswert leuchtende Galaxie bei z=11,1, gemessen mit der Gitterspektroskopie des Hubble-Weltraumteleskops, 2016, ApJ, 819, 129

[2] Lotz JM, et al. Die Grenzfelder: Untersuchungsdesign und erste Ergebnisse, 2017, ApJ, 837, 97

[3]Naidu, RP, et al. Zwei bemerkenswert leuchtkräftige Galaxienkandidaten bei z ≈ 11 − 13 entdeckt vom JWST, 2022, arXiv:2207.09434

[4] Castellano, M., et al. Erste Ergebnisse von GLASS-JWST. III: Galaxienkandidaten bei z∼9-15, 2022, arXiv:2207.09436

Produziert von: Science Popularization China

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