W najnowszym numerze czasopisma “Science” grupa astronomów pod kierownictwem G.A. Krissa ze Space Telescope Science Institute opublikowała wyniki swoich obserwacji kwazara HE2347-4342. Porównanie intensywności linii helu i wodoru pozwoliło dowiedzieć się więcej na temat stanu materii w czasach, kiedy Wszechświat był młody, a ogromne kwazary świeciły najjaśniej.

Materię o najmniejszej znanej gęstości znaleźć możemy w przestrzeni międzygalaktycznej. O jej istnieniu możemy dowiedzieć się tylko dzięki wpływowi, jaki wywiera ona na światło odległych galaktyk. Niektóre fotony wysyłane przez odległe źródła są pochłaniane przez nią i w widmie tego światła możemy obserwować ciemne prążki, czyli tzw. linie absorpcyjne.

Wszystkie odległe obiekty kosmiczne oddalają się od nas z prędkością tym większą, im dalej się znajdują. Na skutek efektu Dopplera linie widmowe oddalającego się obiektu są przesunięte ku czerwieni tym bardziej, im szybciej dany obiekt się od nas oddala. Obserwując więc widmo odległego kwazara, możemy też obserwować linie absorpcyjne materii międzygalaktycznej leżącej pomiędzy nami a kwazarem. Badając przesunięcie ku czerwieni tych linii, jesteśmy w stanie powiedzieć coś o odległości tej materii od nas, a przez to określić jej strukturę przestrzenną.

Przez wiele lat podstawową techniką wykorzystywaną do tego rodzaju badań była obserwacja linii Lyman-Alfa wodoru. Odzwierciedla ona przejście elektronu z pierwszego stanu wzbudzonego do stanu podstawowego atomu wodoru. Normalnie leży ona w ultrafiolecie i ma długość 121,6 nm. Na skutek przesunięcia ku czerwieni, w widmie odległych kwazarów można było ją obserwować już w paśmie widzialnym.

Inną linią, którą można było wykorzystać, była linia Lyman-Alfa jednokrotnie zjonizowanego atomu helu. Normalnie ma ona długość 30,4 nm i nawet w przypadku dużych przesunięć ku czerwieni nadal leży w ultrafiolecie. Jej obserwacji nie można więc wykonać z powierzchni Ziemi, bowiem atmosfera skutecznie blokuje większość promieni ultrafioletowych.

Ponieważ ogromna większość wodoru w przestrzeni międzygalaktycznej znajduje się w stanie zjonizowanym, nie może produkować ona linii Lyman-Alfa. Tylko bardzo niewielka część wodoru znajduje się w stanie neutralnym i w związku z tym produkowane przez nią linie są słabe.

Inaczej jest z jednokrotnie zjonizowanym helem. W jego przypadku, aby wyrwać ostatni elektron, musimy dostarczyć dużo więcej energii niż w przypadku jonizacji wodoru. Dlatego hel nie może zostać zjonizowany światłem zwykłych gwiazd – potrzebne jest do tego promieniowanie kwazarów, które są w stanie świecić z energią 10 bilionów Słońc. Dwukrotnie zjonizowany hel rekombinuje (czyli przyłącza swobodny elektron, emitując przy tym foton) dużo szybciej niż zjonizowany wodór. Tak więc helu jednokrotnie zjonizowanego jest w przestrzeni więcej niż wodoru neutralnego, przez co jego linie są silniejsze i można uzyskać z nich dużo więcej interesujących informacji.

Większa część helu we Wszechświecie uległa jonizacji w okresie, kiedy kwazary świeciły najjaśniej – czyli 3-4 miliardy lat po Wielkim Wybuchu. Hel ten potem rozprzestrzenił się nierównomiernie na ogromnym obszarze. W niektórych miejscach było go więcej, w innych mniej. Tam, gdzie było go więcej, powstawało silniejsze pole grawitacyjne i w te miejsca ściągane były największe ilości materii, która potem uformowała się w galaktyki, planety, gwiazdy i inne twory.

Kriss użył do obserwacji znajdującego się w przestrzeni kosmicznej teleskopu ultrafioletowego Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE). Obserwowany kwazar HE2347-4342 leży w konstelacji Feniksa i jest odległy od Ziemi o 10 miliardów lat świetlnych. Wyniki porównania intensywności linii helu i wodoru pokazały, że stosunek intensywności linii zmienia się dość silnie i to na bardzo niewielkich skalach przestrzennych. Świadczy to o tym, że w odległych czasach kwazary nie świeciły jednostajnie, lecz ich promieniowanie zmieniało się szybko w czasie, silnie wpływając tym samym na materię międzygwiazdową.

Autor

Tomasz Lemiech