|
Измерение расстояний с помощью космических телескопов
|
|
|
|
Одна из научных целей космического телескопа Джеймса Уэбба — понять, как галактики ранней Вселенной сформировались и превратились в гораздо более крупные галактики, подобные нашему Млечному Пути. Эта цель требует, чтобы мы идентифицировали образцы галактик в разные моменты истории Вселенной, чтобы изучить, как их свойства меняются со временем. Мы попросили Микаэлу Бэгли, научного сотрудника Техасского университета в Остине, объяснить, как астрономы анализируют свет от далеких галактик и определяют, «когда в истории Вселенной» мы их наблюдаем. «Свету требуется время, чтобы пройти через пространство. Когда свет от далекой галактики (или любого объекта в космосе) достигает нас, мы видим эту галактику такой, какой она была в прошлом. Чтобы определить «когда» в прошлом, мы используем красное смещение галактики. «Красное смещение говорит нам, как долго свет растягивался до более длинных волн из-за расширения Вселенной, пока он приближался к нам. Мы можем вычислить красное смещение, используя особенности спектра галактики, что представляет собой наблюдение, которое распределяет свет от цель по длине волны, по сути, отбирая свет через очень маленькие интервалы.Мы можем измерять линии излучения и спектральные разрывы (резкие изменения интенсивности света на определенных длинах волн) и сравнивать наблюдаемые длины волн с известными длинами излучаемых ими волн.
|
|
|
|
«Один из наиболее эффективных способов идентификации галактик — это получение изображений, например, с помощью прибора NIRCam (камера ближнего инфракрасного диапазона) обсерватории. Мы делаем изображения, используя несколько фильтров, чтобы собрать свет объекта в нескольких разных цветах. Когда мы измеряем фотометрию галактики или насколько он яркий на изображении, мы измеряем яркость объекта, усредненную по всему диапазону длин волн, передаваемых фильтром. Мы можем наблюдать галактику с помощью широкополосных фильтров изображения NIRCam, но есть много подробной информации. скрыты в каждом отдельном измерении на каждые 0,3–1,0 микрона длины волны. «Тем не менее, мы можем начать ограничивать форму спектра галактики. На форму спектра влияют несколько свойств, в том числе количество звезд, образующихся в галактике, количество пыли в ней и степень красного смещения света галактики». Мы сравниваем измеренную яркость галактики в каждом фильтре с предсказанной яркостью для набора моделей галактик, охватывающих диапазон этих свойств в диапазоне красных смещений.На основании того, насколько хорошо модели соответствуют данным, мы можем определить вероятность того, что галактика находится на определенном красном смещении или «моменте истории». Наилучшее красное смещение, определенное в результате этого анализа, называется фотометрическим красным смещением.
|
|
|
«В июле 2022 года команды использовали изображения NIRCam из обзора CEERS, чтобы идентифицировать две галактики с фотометрическим красным смещением более 11 (когда Вселенной было меньше 420 миллионов лет). Ни один из этих объектов не был обнаружен в ходе наблюдений космического телескопа Хаббла НАСА. Поле, потому что они либо слишком слабы, либо обнаруживаются только на длинах волн, выходящих за пределы чувствительности Хаббла.Это были очень захватывающие открытия, сделанные с помощью нового телескопа. «Однако фотометрическое красное смещение галактики является несколько неопределенным. Например, мы можем определить, что в фильтре присутствует спектральный разрыв, но не определить точную длину волны этого разрыва. Хотя мы можем оценить наиболее подходящее красное смещение на основе при моделировании фотометрии результирующее распределение вероятностей часто бывает широким. «Кроме того, галактики с разными красными смещениями могут иметь одинаковые цвета в широкополосных фильтрах, что затрудняет различение их красных смещений только на основе фотометрии. Например, красные пыльные галактики с красными смещениями менее 5 (или когда возраст Вселенной составлял 1,1 миллиарда лет или Поэтому мы считаем все галактики, выбранные на основе их фотометрического красного смещения, кандидатами на большое красное смещение, пока не сможем получить более точное красное смещение.
|
|
|
|
«Мы можем более точно определить красное смещение галактики, получив спектр. Как показано на следующем рисунке, наши расчеты распределения вероятностей красного смещения улучшаются по мере того, как мы измеряем фотометрию галактики все более мелкими шагами по длине волны. Распределение вероятностей сужается по мере того, как мы переходим от использования широкополосных фильтров для визуализации (вверху) к большему количеству более узких фильтров (в центре) и к спектру (внизу). В нижнем ряду мы можем начать отключать определенные функции, такие как спектральный разрыв в крайнем левом углу и эмиссионные линии для получения очень точного распределения вероятности красного смещения — спектроскопического красного смещения. «В феврале 2023 года команды CEERS отслеживали своих кандидатов с высоким красным смещением с помощью обсерватории NIRSpec (ближний инфракрасный спектрограф) для измерения точных спектроскопических красных смещений. Было подтверждено, что один кандидат (Галактика Мэйси) имеет красное смещение 11,4 (когда Вселенная был 390 миллионов лет), в то время как было обнаружено, что второй кандидат на самом деле имел более низкое красное смещение — 4,9 (когда Вселенной было 1,2 миллиарда лет). «Даже случаи, когда мы обнаруживаем, что кандидат с большим красным смещением на самом деле является галактикой с меньшим красным смещением, могут быть очень интересными. Они позволяют нам узнать больше об условиях в галактиках и о том, как эти условия влияют на их фотометрию, чтобы улучшить наши модели спектров галактик». и ограничить эволюцию галактик по всем красным смещениям.Однако они также подчеркивают необходимость получения спектров для подтверждения кандидатов с высоким красным смещением.
|
|
|
|
Источник
|
