Česky
Pohledem do hloubky vesmíru zkoumáme jeho minulost. Fotony na cestě k nám překonávají nesmírné vzdálenosti a dorazí se zpožděním milionů nebo dokonce miliard let. Letí totiž „jen” rychlostí světla, která je pro nás sice nedosažitelně vysoká, 300 000 kilometrů za sekundu, ale není nekonečná. Prostřednictvím důmyslných pozorovacích technik jsme schopni nahlédnout do různých etap vesmírného vývoje. Přesto zbývá ještě mnoho otázek. Jednou z nich je období přechodu vesmíru ze stavu neutrálního do stavu ionizovaného, který nastal před více než 12 miliardami let. Hledání odpovědi na otázku, jak a proč se ionizace udála, není přímočaré a mj. vyžaduje zkoumání analogií v bližší minulosti. Astronomický ústav AV ČR se podílel na významném posunu v tomto oboru, který letos zveřejnil časopis Nature.
Zdroj: NASA
Obr 1 – Schéma vývoje vesmíru od Velkého třesku (vpravo nahoře) k současnosti (vlevo) s časovou osou od počátku vesmíru. Fialová barva znázorňuje neutrální plyn ve vesmíru, kterého postupně ubývá až do konce první miliardy let od vzniku vesmíru. Postupně se tvoří galaxie, nejprve malé, které se stanou stavebními kameny pro galaxie současné.
Když mluvíme o raném vesmíru, nejspíše se nám vybaví Velký třesk a procesy, které následovaly těsně po něm, včetně neustálého vzniku a zániku částic a rychlé expanze. Vesmírem putuje tzv. reliktní záření, neboli kosmické mikrovlnné pozadí, svědek těchto dávných dob. Mezi jeho vznikem a současností však nastalo ještě několik důležitých milníků (obr. 1), které určily, v jakém vesmíru budeme žít. Reliktní záření nese stopu zářivé etapy, kdy byl vesmír žhnoucí směsí částic a fotonů, které spolu neustále interagovaly a přeměňovaly se jedny ve druhé, čili byly v tepelné rovnováze. Když půl milionu let po Velkém třesku teplota klesla pod 3000 K, četnost srážek ustala. Vytvořily se první atomy, převážně vodík, a reliktní záření od té doby volně prostupuje prostorem, protože jeho energie je příliš nízká na rozbití atomů. Dodnes si nese své planckovské spektrum záření téměř dokonalého černého tělesa, jen jeho teplota je v současnosti více než tisíckrát nižší než při vzniku. O momentu, kdy vznikly první atomy a kdy se reliktní záření oddělilo, se hovoří jako o vesmírné rekombinaci; a také jako o nástupu doby temna. Prvotní plazma přestalo existovat a žádné jiné zdroje záření nebyly ještě vytvořeny. Trvalo další čtvrtmiliardu let, než se zformovaly první hvězdy. Stalo se tak kvůli gravitaci, která v některých místech stlačila hmotu natolik, že se zažehla jaderná fúze a začala produkovat záření. A tam někde začal příběh nové ionizace vesmíru – tzv. kosmické reionizace.
Vesmírná reionizace
Současný vesmír má bohatou strukturu tvořenou galaxiemi a jejich skupinami, které jsou od sebe odděleny velkými, zdánlivě prázdnými prostory. Většina hmoty ve vesmíru však nemá formu hvězd, ale řídkého rozptýleného plynu. V pozemských laboratořích bychom takové prostředí považovali za extrémní vakuum, v obrovském objemu vesmíru má ale tento řídký plyn velkou celkovou hmotnost. V současnosti je téměř dokonale ionizovaný, což také znamená, že je teplý a nevytváří hvězdy a galaxie tak jednoduše. Jeho ionizace se udála někdy mezi vznikem prvních hvězd a koncem první miliardy let od Velkého třesku a od té doby se udržuje.
O období kosmické reionizace máme informace zejména z pozorování vzdálených kvazarů a z hmoty nacházející se podél zorného paprsku ke kvazarům. Kvazary jsou velmi jasná centra galaxií (tzv. aktivní galaktická jádra), která září kvůli uvolňování gravitační energie částic při jejich pádu na černou díru o hmotnosti milionů až miliard Sluncí. Záření z kvazaru je cestou k nám pohlcováno v oblacích neutrálního plynu a v galaxiích. Ve spektrech záření kvazarů tak vidíme absorpční čáry vznikající podél zorného paprsku. S rostoucí vzdáleností se množství čar zvyšuje a jsou silnější (obr. 2: z označuje rudý posuv, který měří vzdálenost – čím vyš-ší z, tím větší vzdálenost od nás). Například ze vzdálenosti charakterizované rudým posuvem z = 0,15 k nám světlo letí dvě miliardy let, ze z = 3 už je to více než 11 miliard let a cestou potká neutrálních oblaků více. Nad rudým posuvem z = 6 však nastává velká změna: v celé levé části spektra chybí emise kvazaru. Naznačuje to, že neutrálního vodíku bylo tehdy mnohem více a jeho rozložení bylo spojité, nešlo již jen o ojedinělé obláčky. Za konec reionizační éry se tedy většinou považuje z = 6, což je konec první miliardy let od počátku vesmíru, přestože se zbytky neutrálního plynu vyskytují i později. O samotném průběhu ionizace ovšem víme málo a není ani zřejmé, jestli se udála skokově, anebo postupným dlouhodobým procesem. Přímé mapování neutrálního mezigalaktického plynu dosud nebylo možné, jeho hustota je totiž o několik řádů nižší než plyn pozorovaný v galaxiích. Pozorování by však již v blízké budoucnosti měly umožnit nové specializované radiové observatoře (například LOFAR a SKA). Zároveň lze odvodit doplňující informace z reliktního záření a jeho interakce s hmotou, z rozložení galaxií v různých vzdálenostech a také ze simulací.
Ilustrace: Bob Carswell
Obr. 2 – Spektra kvazarů v různých vzdálenostech. Rostoucí rudý posuv z odpovídá rostoucí vzdálenosti od nás. Tvar emisního spektra kvazaru je podobný pro všechna z. S rostoucím z v něm přibývá absorpčních čar, které vznikají v oblacích neutrálního vodíku podél zorného paprsku. Na rudém posuvu z > 6 je najednou emise kvazaru silně oslabena kvůli přítomnosti velkého množství neutrálního plynu.
Hledání zdrojů
Dosud také není zřejmé, jaké zdroje dodaly energii pro vesmírnou ionizaci. Uvažuje se o prvních kvazarech, prvních hvězdách a galaxiích, ale taky o exotických zdrojích, jako je anihilace temné hmoty.
Téměř všechna baryonová hmota ve vesmíru (ze-jména v tom raném) je složena z vodíku. K ionizaci atomu vodíku, čili odtržení elektronu od protonu, je potřeba energie nejméně13,6 eV. Dodána může být tvrdým ultrafialovým (UV) zářením o vlnové délce kratší než 912 Å (91,2 nm). Kvazary jsou přirozeně silnými zdroji tvrdého záření, jenže v době reionizace (na z > 6) jich zatím bylo nalezeno příliš málo a není jasné, zda ve větší míře vznikaly až v pozdějším vesmíru, anebo jestli slabší dosud unikají detekci. Nemůžeme tedy říci, jestli nějak výrazně k ionizaci vesmíru přispěly.
Hvězdy produkují záření se spektrem podobným černému tělesu. Poloha maximální intenzity závisí na teplotě a ta zase na hmotnosti hvězdy. Hvězdy těžší než asi desetinásobek hmotnosti Slunce jsou vydatnými zdroji ionizujícího UV záření. Žijí ovšem krátce, pouze několik milionů let, na rozdíl od miliard let života Slunce; jejich vývoj se děje rychle a bouřlivě. Hvězdy ale vznikají v místech velké koncentrace hmoty, v galaxiích. Obklopeny jsou mračny atomárního i molekulárního plynu a prachu. UV záření z hvězd je tedy pohlceno hned v jejich okolí a spotřebováno na ionizaci tohoto prostředí. Otázkou zůstává, jestli může ionizující záření uniknout až do mezigalaktického prostoru a jak častý tento jev je. Obr. 3 ilustruje dva možné způsoby: a) silné výbuchy supernov a hvězdné větry mohou vytvořit v mezihvězdném prostředí tunely, kudy ionizující záření unikne ven z galaxie; b) množství záření může být tak velké, že ionizuje veškerý materiál v galaxii a stále ještě nějaké zbývá.
Zdroj: Převzato z Zackrisson et al. (2013, APJ 777, 39)
Obr. 3 – Schéma úniku ionizujícího záření z galaxií: a) pomocí tunelů vytvořených mechanicky hvězdnými větry nebo výbuchy supernov; b) pomocí vysoké ionizace mezihvězdného prostřed
V posledních dvaceti letech vyvinuli astronomové značné úsilí při hledání zdrojů ionizujícího záření. Ve spektrech i fotografiích galaxií různých typů a různých vzdáleností hledali signál odpovídající vlnovým délkám < 912 Å, který by naznačoval, že ionizující záření uniká do prostoru mezi galaxiemi (a doletí až k našim dalekohledům). Zkoumání bohužel není možné přímo v době reionizace. Jakékoli ionizující záření vycházející z galaxií bylo tehdy pohlceno neutrálním plynem v mezigalaktickém prostředí, a tedy žádný signál na oněch vlnových délkách pozorovat nemůžeme. Hledáme tak v bližším vesmíru, v tom těsně po reionizaci i v našem okolí, s cílem pochopit principy úniku tohoto záření. Na rudých posuvech z = 2 – 3 (tj. 3–2 miliardy let po Velkém třesku) bylo vytipováno několik kandidátů na ionizaci. Při bližším zkoumání každého z nich se však ukázalo, že jde o galaxii na nižším z, která se podél zorného paprsku promítá do stejného místa na obloze. Její neionizující záření padlo do stejného filtru, jako bylo očekávané ionizující ze vzdálené galaxie. Až v letošním roce se poprvé podařilo prokázat první opravdickou detekci na z = 3.
Analogie v blízkém vesmíru
V blízkém vesmíru nemáme problémy s neutrálním mezigalaktickým plynem ani s mezilehlými galaxiemi, které by produkovaly falešný signál. Přesto ale není situace přesně prozkoumaná, což je dáno absencí vhodných přístrojů. Zatímco UV signál ze vzdáleného vesmíru se rudým posuvem přemění na viditelné světlo, z blízkého vesmíru zůstane UV a jediná možnost je pozorovat jej pomocí satelitů, jinak by byl pohlcen zemskou atmosférou. V současnosti je jediným satelitem s UV přístroji Hubbleův teleskop (obr. 4). Jejich citlivost je však malá na vlnových délkách < 1000 Å, které nás zajímají, a proto dovoluje pozorování jen několika málo pečlivě vybraných galaxií. Únik ionizujícího záření byl takto objeven ve dvou galaxiích (před rokem 2016) a dvě další byly zaznamenány v katalogu předchozí družice FUSE. Z každé z nich však uniká pouze 1–3 % ionizujícího záření, které galaxie produkuje, což je velmi málo vzhledem k tomu, že teoretické modely vyžadují únik alespoň ~20 %, aby reionizace vesmíru byla vůbec možná.
Zdroj: NASA
Obr. 4 – Hubbleův vesmírný dalekohled
Zásadní posun nastal v roce 2016. Našemu týmu se podařilo detekovat silné ionizující záření v pěti relativně blízkých galaxiích, na z = 0,3 (tj. ~10 miliard let od počátku vesmíru). Pro pozorování s Hubbleovým teleskopem jsme vytipovali malé kompaktní galaxie o hmotnosti stokrát až tisíckrát nižší, než je hmotnost naší Galaxie, pro něž se ujalo jméno „hrášky“. Ve veřejné databázi dalekohledu SDSS je objevili amatérští astronomové, kteří se zabývali klasifikací milionů galaxií v rámci projektu Galaxy Zoo (www.galaxyzoo.org). Zapojení amatérské veřejnosti do astronomie se s rostoucím objemem dat využívá čím dál častěji, lidský mozek je na tyto úkoly zpravidla lepší než automatický algoritmus, zejména v nestandardních případech. Hrášky vypadají na fotografiích SDSS jako bodové zdroje (obr. 5), automatický algoritmus je tedy vyhodnotil jako hvězdy. V rámci Galaxy Zoo byly ale rozpoznány jako velmi kompaktní galaxie, a to kvůli spektrům. Fotografie z Hubbleova teleskopu ukazují, že tyto galaxie mají vnitřní strukturu (obr. 6) – umístěním na oběžné dráze má Hubbleův teleskop podstatně vyšší rozlišovací schopnost než SDSS.
Zdroj: Převzato z Izotov et al (2016, MNRAS 461, 3683)
Obr. 5 – Snímky hráškových galaxií z pozemského dalekohledu SDSS
Fotografie na obr. 6 vznikla jen s krátkou expoziční dobou a se záměrem pouze správně zaměřit objekt pro spektroskopii (detailnější fotografie dostaneme během příštího roku, projekt je už schválen).
Zdroj: Převzato z Izotov et al (2016, MNRAS 461, 3683)
Fotografie hráškové galaxie pořízená Hubbleovým teleskopem.
Zdroj: Převzato z Izotov et al (2016, MNRAS 461, 3683)
UV spektrum hráškové galaxie z Hubbleova teleskopu, které dokazuje únik ionizujícího záření na vlnových délkách < 912 Å. Černá čára znázorňuje pozorovaná data, červená jejich model, modrá model opravený o absorpci mezihvězdného prachu. Procentuální únik záření odpovídá poměru mezi pozorovaným signálem na < 912 Å a modrou teoretickou čarou, která odpovídá celkové produkci záření.
Ze spekter ve viditelné oblasti i v UV je zřejmé, že se v hrášcích uskutečňuje aktivní tvorba hvězd a prostředí v galaxii je silně ionizované. Pozorování potvrdila naši předpověď: ionizující záření z hrášků uniká, a to výrazně více než z jiných dosud známých galaxií. Nejjasnější z pěti pozorovaných propouští ~15 % svého ionizujícího záření do mezigalaktického prostoru (obr. 6). V dohledné době budeme mít její detailní fotografie z Hubbleova teleskopu a uvidíme, jakým způsobem záření uniká. Máme také schváleno pozorování nových hráškových galaxií k rozšíření současného souboru dat a ke statistickým studiím. Z našich dat se snad podaří nalézt spolehlivá kritéria, jak rozpoznat galaxie s únikem ionizujícího záření na základě jejich obecných vlastností, čímž je bude možné identifikovat ve vzdáleném vesmíru a udělat krok k pochopení jedné z klíčových etap vesmírného vývoje. Autorka děkuje Grantové agentuře ČR za podporu výzkumu prostřednictvím grantu 14-20666P.
IVANA ORLITOVÁ,
Astronomický ústav AV ČR, v. v. i.