Czy JWST w końcu znalazł pierwsze gwiazdy we Wszechświecie?

W astronomii pierwiastki inne niż wodór i hel nazywane są metalami. Chociaż może to sprawić, że twój nauczyciel chemii w szkole średniej wzdrygnie się, ma to sens dla astronomów. Dwa najlżejsze pierwiastki jako pierwsze pojawiły się we Wszechświecie. Są one atomowymi pozostałościami Wielkiego Wybuchu i stanowią ponad 99% atomów we wszechświecie. Wszystkie inne pierwiastki, od węgla przez żelazo po złoto, powstały w wyniku procesów astrofizycznych. Rzeczy takie jak fuzja jądrowa w jądrach gwiazd, wybuchy supernowych i zderzenia białych karłów i gwiazd neutronowych.

Ponieważ tego typu zdarzenia astrofizyczne miały miejsce w całej historii wszechświata i nadal się zdarzają, udział metali we wszechświecie wzrastał z czasem. Z tego powodu jednym ze sposobów kategoryzacji gwiazd jest ilość metali, które widzimy w ich widmach. Jest znany jako metaliczność gwiazdy. Dzięki metaliczności astronomowie dzielą gwiazdy na trzy szerokie populacje.

Gwiazdy populacji I, podobnie jak nasze Słońce, mają największą ilość metali. Są to na ogół najmłodsze gwiazdy i te, które najprawdopodobniej mają układy planetarne. Gwiazdy II populacji mają mniej metali. Są starszą populacją, więc większość z nich to czerwone karły. W przeszłości było wiele dużych gwiazd II populacji, ale już dawno umarły, pozostawiając białe karły i gwiazdy neutronowe. Obłoki pozostałości tych martwych gwiazd dostarczyły surowca, z którego uformowały się gwiazdy I populacji.

Oba te typy gwiazd były obserwowane w Drodze Mlecznej i innych galaktykach. Ale jest trzecia populacja, której nigdy nie widzieliśmy. Gwiazdy III populacji byłyby naprawdę starożytne. Byłyby pierwszymi gwiazdami, które pojawiły się we wszechświecie, prawie bez metali. Bez cięższych pierwiastków zwiększających ich gęstość, gwiazdy III populacji musiały być potworami. Jasne, niebieskie gwiazdy wodorowo-helowe setki razy masywniejsze od naszego Słońca. Mieliby bardzo jasne, ale bardzo krótkie życie. Prababcia gwiazdy, które wyrzuciły pierwsze metale w kosmos z ich gwałtownym, wybuchowym upadkiem. Wszystkie zniknęły na długo przed uformowaniem się naszego Słońca.

Ale dzięki skończonej prędkości światła, im głębiej patrzymy w kosmos, tym dalej w przeszłość możemy zobaczyć. Tak więc astronomowie badali niektóre z najodleglejszych galaktyk w poszukiwaniu dowodów na istnienie tych pierwszych gwiazd. Teraz, gdy Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba (JWST) jest online, uzyskują niesamowity widok niesamowicie odległych galaktyk. Według ostatnich badań, jeden zespół mógł znaleźć pierwszy rzut oka na gwiazdy III populacji.

Zespół przyjrzał się liniom widmowym z obszaru w pobliżu galaktyki znanej jako GN-z11. Jest to jedna z najodleglejszych galaktyk, jakie kiedykolwiek zaobserwowano, z przesunięciem ku czerwieni około z = 10,6, co oznacza, że widzimy ją w czasie, gdy Wszechświat miał zaledwie 400 milionów lat. To wciąż po powstaniu pierwszych gwiazd, więc znaczna część galaktyki prawdopodobnie składa się z gwiazd populacji II. Ale gwiazdy III populacji mogły nadal formować się w halo gazu otaczającym galaktykę.

Linie widmowe z tego obszaru halo pokazują silną linię HeII 1640, która jest rodzajem linii emitowanej przez hel, gdy jest bardzo gorąco. Normalnie taki gorący gaz międzygwiazdowy będzie miał jasne linie od pierwiastków “metalowych”, ale ten obszar tego nie ma. Tak więc region HeII wydaje się być mieszanką wodoru i helu, która została silnie zjonizowana przez… coś.

Obserwowane widma halo w porównaniu z modelem jonizacji AGN. Źródło: Maiolino, et al

Jedną z możliwości jest to, że obszar halo może być ogrzewany przez aktywne jądra galaktyczne (AGN) w centrum GN-z11, ale szacowana temperatura gazu halo i jego odległość od galaktyki nie pasuje do modelu AGN. Inną alternatywą jest to, że region został zjonizowany przez masywne gwiazdy III populacji. Opierając się na poziomie jonizacji, gwiazdy te byłyby około 500 razy masywniejsze niż Słońce, które znajduje się w hipotetycznym zakresie mas gwiazd PopIII.

To badanie nie wystarczy, aby udowodnić obecność gwiazd populacji III, ale jest to przekonujący argument. Potrzebujemy więcej obserwacji tych odległych galaktyk. A dzięki JWST zaczynamy je zdobywać.

Astronomowie mają nowy sposób mierzenia ekspansji Wszechświata

Kosmos rozszerza się w coraz szybszym tempie. To kosmiczne przyspieszenie jest spowodowane przez ciemną energię i jest centralnym aspektem ewolucji naszego Wszechświata. Tempo ekspansji kosmicznej można wyrazić stałą kosmologiczną, powszechnie znaną jako stała Hubble’a lub parametr Hubble’a. Ale chociaż astronomowie ogólnie zgadzają się, że ten parametr Hubble’a istnieje, istnieje pewna różnica zdań co do jego wartości.

Parametr jest zwykle mierzony w kilometrach na sekundę na megaparsek. Oznacza to, że gdybyśmy spojrzeli na galaktykę oddaloną o megaparsek (około 3,3 miliona lat świetlnych), to prędkość, z jaką galaktyka oddala się od nas w kilometrach na sekundę, byłaby wartością parametru Hubble’a. Im większa wartość parametru, tym szybciej rozszerza się wszechświat.

Istnieje wiele sposobów pomiaru parametru Hubble’a, ale generalnie dzielą się one na dwie kategorie. Jedna ogólna metoda wykorzystuje kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła. Podczas gdy kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła jest prawie doskonałym ciałem doskonale czarnym, występują niewielkie wahania jego temperatury. Skala tych fluktuacji mówi nam, jak bardzo wszechświat się rozszerzył, co z kolei mówi nam o tempie kosmicznej ekspansji. Takie podejście daje parametr Hubble’a na poziomie około 67 – 68 (km/s)/Mpc.

Drugie podejście dotyczy odległych supernowych. Jeden typ supernowej, znany jako typ Ia, ma dość jednolitą maksymalną jasność. Jeśli więc znasz odległość do supernowej typu Ia, możesz porównać jej jasność pozorną z rzeczywistą jasnością i obliczyć ekspansję kosmiczną. Opiera się to na znajomości odległości do galaktyki supernowej, która opiera się na złożonym zestawie obliczeń odległości znanych jako kosmiczna drabina odległości. Takie podejście daje wartość Hubble’a około 71 – 75 (km/s)/Mpc. Istnieje trzecie podejście, wykorzystujące astrofizyczne masery emitowane z dysków akrecyjnych czarnych, ale jak dotąd odniosło mieszany sukces.

Technika soczewkowania grawitacyjnego polega na obecności dużej gromady materii między obserwatorem a obiektem, aby powiększyć światło pochodzące z tego obiektu. Źródło: NASA

Rezultat tego wszystkiego jest taki, że dwie bardzo dobre, bardzo dokładne miary kosmicznej ekspansji dają sprzeczne wyniki. Precyzja tych wyników jest na tyle dobra, że wiemy już, że jeden lub oba z nich muszą być błędne. Jest to znane jako problem napięcia Hubble’a. Jednym z rozwiązań tego problemu byłoby znalezienie nowego sposobu pomiaru ekspansji, który nie opierałby się na kosmicznej drabinie odległości lub kosmicznym mikrofalowym promieniowaniu tła. Podejście masera może odnieść sukces z czasem, ale ostatnio zespół zaprezentował czwarte podejście. Taki, który obejmuje supernową i trochę soczewkowania grawitacyjnego.

Soczewkowanie grawitacyjne jest zwykle obserwowane w przypadku galaktyk. Jeśli galaktyka znajduje się między nami a bardziej odległym kwazarem, wówczas światło z kwazara jest soczewkowane wokół bliższej galaktyki, dzięki czemu widzimy wiele obrazów odległego obiektu. Ponieważ różne soczewkowane ścieżki wokół galaktyki mają różne odległości, widzimy każdy obraz kwazara przesunięty nieznacznie w czasie. Różnica może wynosić dziesiątki lub setki lat, co jest niewielkie w skali czasowej kwazarów. Ale dla czegoś takiego jak supernowa, soczewkowanie grawitacyjne może pozwolić nam obserwować supernową wiele razy. Dokładnie to stało się z supernową o nazwie Refsdal.

Supernowa została po raz pierwszy zaobserwowana w 2014 roku. Został nazwany Refsdal na cześć norweskiego astronoma Sjura Refsdala, który jako pierwszy zaproponował ideę supernowych opóźnionych w czasie w 1964 roku. Tak się złożyło, że supernowa Refsdal znajdowała się w galaktyce soczewkowanej grawitacyjnie. Kiedy astronomowie zdali sobie z tego sprawę, wykorzystali modele komputerowe, aby przewidzieć, kiedy supernowa pojawi się ponownie. Oszacowali, że powinien pojawić się ponownie w latach 2015-2017, a na pewno w 2015 roku pojawił się ponownie. To pozwoliło astronomom przewidzieć inne zjawiska. Do 2018 roku astronomowie potwierdzili pół tuzina pojawień się SN Refsdal, co prowadzi nas do nowego sposobu obliczania ekspansji kosmicznej.

Dzięki wielokrotnym obserwacjom Refsdal zespół mógł obliczyć rzeczywistą odległość soczewkowanych ścieżek światła. Porównując to z pozorną separacją kątową między pozorami, zespół mógł określić prawdziwą odległość soczewkującej galaktyki. Porównanie tego z przesunięciem ku czerwieni pozwala obliczyć parametr Hubble’a. To podejście nie opiera się ani na drabinie odległości, ani na kosmicznym tle, więc jest to całkowicie niezależny sposób pomiaru kosmicznej ekspansji.

Na tej podstawie zespół obliczył parametr Hubble’a na poziomie 63 – 70 (km/s)/Mpc, co najlepiej zgadza się z wynikami kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła. Niepewność jest na tyle duża, że można powiedzieć, że zgadza się z odległymi wynikami drabiny, ale to trochę naciągane. Z tego wyniku wydaje się, że kosmiczne tło jest dokładniejszą wartością.

To tylko jeden wynik, więc nie wystarczy, aby rozwiązać problem napięcia Hubble’a, ale to dobry początek. A jeśli uda nam się znaleźć inne supernowe podobne do Refsdal, może to rozstrzygnąć sprawę na czas.

Czarne dziury mogą być defektami w czasoprzestrzeni

Zespół fizyków teoretycznych odkrył dziwną strukturę w czasoprzestrzeni, która dla zewnętrznego obserwatora wyglądałaby dokładnie jak czarna dziura, ale po bliższym przyjrzeniu się byłaby niczym innym: byłyby defektami w samej strukturze Wszechświata.

Ogólna teoria względności Einsteina przewiduje istnienie czarnych dziur, powstających podczas kolapsu gigantycznych gwiazd. Ale ta sama teoria przewiduje, że ich centra są osobliwościami, które są punktami o nieskończonej gęstości. Ponieważ wiemy, że nieskończone gęstości nie mogą się zdarzyć we wszechświecie, przyjmujemy to jako znak, że teoria Einsteina jest niekompletna. Ale po prawie stu latach poszukiwań rozszerzeń, nie potwierdziliśmy jeszcze lepszej teorii grawitacji.

Ale mamy kandydatów, w tym teorię strun. W teorii strun wszystkie cząstki wszechświata są w rzeczywistości mikroskopijnymi wibrującymi pętlami strun. Aby wspierać szeroką gamę cząstek i sił, które obserwujemy we Wszechświecie, struny te nie mogą po prostu wibrować w naszych trzech wymiarach przestrzennych. Zamiast tego muszą istnieć dodatkowe wymiary przestrzenne, które są zwinięte w kolektory tak małe, że umykają codziennej uwadze i eksperymentom.

Ta egzotyczna struktura w czasoprzestrzeni dała zespołowi badaczy narzędzia potrzebne do zidentyfikowania nowej klasy obiektu, czegoś, co nazywają solitonem topologicznym. W swojej analizie odkryli, że te topologiczne solitony są stabilnymi defektami w samej czasoprzestrzeni. Nie wymagają one istnienia materii ani innych sił – są tak naturalne dla struktury czasoprzestrzeni jak pęknięcia w lodzie.

Naukowcy badali te solitony, badając zachowanie światła, które przechodziłoby w ich pobliżu. Ponieważ są obiektami ekstremalnej czasoprzestrzeni, zakrzywiają przestrzeń i czas wokół siebie, co wpływa na ścieżkę światła. Dla odległego obserwatora te solitony wyglądałyby dokładnie tak, jak przewidujemy pojawienie się czarnych. Mieliby cienie, pierścienie światła, prace. Obrazy pochodzące z Teleskopu Horyzontu Zdarzeń i wykryte sygnatury fal grawitacyjnych zachowywałyby się tak samo.

Dopiero gdy podejdziesz bliżej, zdasz sobie sprawę, że nie patrzysz na czarną dziurę. Jedną z kluczowych cech czarnej jest jej horyzont zdarzeń, wyimaginowana powierzchnia, z której gdybyś ją przekroczył, nie byłbyś w stanie uciec. Solitony topologiczne, ponieważ nie są osobliwościami, nie mają horyzontów zdarzeń. Mógłbyś więc w zasadzie podejść do solitona i trzymać go w dłoni, zakładając, że przeżyłeś spotkanie.

Te topologiczne solitony są niezwykle hipotetycznym obiektem, opartym na naszym zrozumieniu teorii strun, która nie została jeszcze udowodniona jako realna aktualizacja naszego zrozumienia fizyki. Jednak te egzotyczne obiekty służą jako ważne badania testowe. Jeśli naukowcom uda się odkryć ważną obserwacyjną różnicę między topologicznymi solitonami a tradycyjnymi czarnymi dziurami, może to utorować drogę do znalezienia sposobu na przetestowanie samej teorii strun.

Soczewkowanie grawitacyjne pomaga wykryć ciemną materię

Zgodnie z najszerzej akceptowanym modelem kosmologicznym, większość masy w naszym Wszechświecie (około 85%) składa się z “ciemnej materii”. Teoretycznie ta nieuchwytna, niewidzialna masa oddziałuje z “normalną” (lub “widzialną”) materią wyłącznie poprzez grawitację, a nie pola elektromagnetyczne, ani nie absorbujące, ani nie emitujące światła (stąd nazwa “ciemność”). Trwają poszukiwania tej materii, a cząstki kandydujące, w tym słabo oddziałujące masywne cząstki (WIMP) lub ultralekkie bozony (aksjony), które znajdują się na przeciwległych krańcach skali masy i zachowują się zupełnie inaczej (w teorii).

Istnienie tej materii jest niezbędne, aby nasze dominujące teorie grawitacji (Ogólna Teoria Względności) i fizyka cząstek elementarnych (Model Standardowy) miały sens. W przeciwnym razie być może będziemy musieli radykalnie przemyśleć nasze teorie na temat tego, jak grawitacja zachowuje się w największej skali (aka. Zmodyfikowana grawitacja). Jednak według nowych badań prowadzonych przez University of Hong Kong (HKU), badanie “pierścieni Einsteina” może przybliżyć nas o krok do zrozumienia ciemnej materii. Według ich artykułu, sposób, w jaki ciemna materia zmienia krzywiznę czasoprzestrzeni, pozostawia sygnatury, które sugerują, że może składać się z aksjonów!

Dwanaście “Krzyży Einsteina” sfotografowanych przez Obserwatorium Gaia ESA. Źródło: The GraL Collaboration

Teorie dotyczące ciemnej materii pojawiły się w 1960 roku, aby wyjaśnić krzywą rotacji galaktyk, która nie wydawała się być zgodna z ilością widocznej materii, którą zawierały. Z biegiem czasu astronomowie i kosmologowie zauważyli, że najodleglejsze galaktyki we Wszechświecie (galaktyki tła) są otoczone “halo” tej materii. Te “halo ciemnej materii” zakrzywiają i wzmacniają światło wokół siebie – zjawisko znane jako soczewkowanie grawitacyjne – które wytwarza cechy znane jako “pierścienie Einsteina”, “krzyże Einsteina” i inne dziwne kształty i wzory.

Efekt ten jest przewidziany przez ogólną teorię względności Einsteina, w której obecność masywnych obiektów zmienia krzywiznę czasoprzestrzeni. Badając zniekształcone pierścienie lub inne soczewkowane obrazy, astrofizycy mają nadzieję dowiedzieć się więcej o właściwościach ciemnej materii. Jak wyjaśnił Amruth Universe Today za pośrednictwem poczty elektronicznej, on i jego koledzy starali się zbadać dominujące teorie na temat tego, jakie rodzaje cząstek stanowią ciemną materię (DM):

Obecnym paradygmatem DM są WIMP, które słabo oddziałują z masywnymi cząstkami, ale pomimo miliardów dolarów finansowania i dziesięcioleci poszukiwań w eksperymentach laboratoryjnych, żaden nie został wykryty. Powodem, dla którego wnioskujemy o istnieniu DM, jest to, że jeśli zaakceptujesz Ogólną Teorię Względności jako poprawną teorię grawitacji, to istnieją obserwacje astronomiczne, które wymagają DM. Niektóre z nich to rozproszenie prędkości gromad galaktyk, po raz pierwszy zaproponowane przez Fritza Zwicky’ego w 1930 roku, a ostatnio zjawisko soczewkowania grawitacyjnego.
Wiele obrazów tła utworzonego przez soczewkowanie grawitacyjne można zobaczyć w systemie HS 0810+2554. Źródło: NASA/ESA

W swoich badaniach Amruth i jego koledzy przyjrzeli się kilku systemom, w których soczewki grawitacyjne powodowały pojawianie się światła z odległych galaktyk w różnych miejscach. W szczególności zbadali HS 0810+2554, kwazar o poczwórnej soczewce, który wydaje się nam podobny do około 9 miliardów lat temu. Korzystając ze szczegółowego modelowania, obliczyli, w jaki sposób DM zniekształciłby światło z tego odległego kwazara w oparciu o dwie wiodące cząstki kandydujące. Amruth powiedział:

Długotrwałym problemem (od ponad dwóch dekad) w astronomii są tak zwane anomalie strumienia, w których jasności wielokrotnych soczewkowanych obrazów kwazara tła nie zgadzają się z przewidywaniami modelu o około 30% lub więcej! Po raz pierwszy rozważamy aksjonowy (lub falowy) DM, który składa się z bardzo lekkich cząstek, w przeciwieństwie do bardzo masywnych WIMP. Te ultralekkie cząstki mają bardzo unikalne właściwości, przewidziane po raz pierwszy w pełnej symulacji w 2014 roku.

Oprócz tego, że znajdują się na przeciwnych skrajnościach pod względem masy, uważa się, że WIMP i aksjony zachowują się w radykalnie odmienny sposób. Podczas gdy przewiduje się, że WIMP zachowują się jak cząstki dyskretne, teoretycznie aksjony zachowują się bardziej jak fale z powodu interferencji kwantowej. Opierając się na tych cechach, zespół przetestował, który kandydat wytwarza soczewki podobne do tych obserwowanych wokół HS 0810+2554 i innych galaktyk tła.

W naszym artykule po raz pierwszy używamy modeli ciemnej materii falowej, aby zapytać: “Jak inaczej wyglądałyby obserwacje soczewkowania, gdybyśmy użyli ultralekkich (aksjonów) zamiast ultramasywnych cząstek (WIMPS)?

Odkryliśmy, że fala DM może rzeczywiście odtwarzać anomalie obserwowane w obserwacjach soczewkowania, tj. jasności i pozycje obrazów z wieloma soczewkami, których nie można było wcześniej wyjaśnić za pomocą modeli WIMP.dodał Amruth.

Podczas gdy model WIMPs nie był zgodny z obserwacjami zespołu, model aksjonowy dokładnie odtworzył wszystkie obserwowane cechy tego systemu. Pokazując, że mogą wyjaśnić anomalie soczewkowania i inne zjawiska astrofizyczne, wyniki te mogą wzmocnić argumenty za aksjonami jako wiodącym kandydatem na ciemną materię. Chociaż badanie to nie zakończyło debaty na temat tego, jaką formę przyjmuje ciemna materia (WIMP lub aksjony) lub czy w ogóle istnieje, przedstawia nowe możliwości przyszłych testów i eksperymentów. Jak wyjaśnił Amruth:

Axions zyskuje coraz większą popularność jako silny rywal dla DM. Teraz nasza praca naprawdę pokazała, że trzeba poważnie rozważyć możliwość aksjonów, ponieważ modele WIMP po prostu nie mogą wyjaśnić anomalii soczewkowania, które zostały zaobserwowane. Najważniejsze jest to, że poddaliśmy Wave DM bardziej rygorystycznym testom, nad czym już pracujemy! Wkrótce ukaże się kolejny artykuł, który zbada efekty Wave DM w wyjaśnieniu anomalnych obserwacji pierwszej soczewkowanej supernowej typu Ia, stwierdzając, że rzeczywiście możemy wyjaśnić anomalie, podczas gdy modele WIMP nie mogą!

Wyniki te opierają się na wcześniejszych badaniach, które wskazywały na aksjony jako bardziej prawdopodobnego kandydata na ciemną materię. Obejmuje to badanie opublikowane w 2017 roku, w którym zespół meksykańskich i brytyjskich astrofizyków wykorzystał masę karłowatych galaktyk sferoidalnych (DSG) w pobliżu Drogi Mlecznej, aby wywnioskować obecność aksjonów. W 2018 roku badania prowadzone przez Dunlap Institute for Astronomy and Astrophysics pokazały, w jaki sposób światło z kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła (CMB) może zostać wykorzystane do sondowania aksjonowej ciemnej materii.

Przykłady obrazów w soczewkach grawitacyjnych obserwowanych za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a. Źródło: NASA/ESA/STSc/T.Treu/Judy Schmidt

Podobne badania zostały niedawno przeprowadzone przez Atacama Cosmology Telescope (ACT), który wykorzystał światło tła z CMB do stworzenia nowej mapy rozkładu ciemnej materii. Podczas gdy istnienie i natura ciemnej materii jest nieprzemijającą tajemnicą, teleskopy, instrumenty i obserwacje nowej generacji pomagają astronomom zawęzić poszukiwania. Wynikająca z tego poprawa naszego zrozumienia będzie miała ogromne implikacje dla kosmologii, fizyki cząstek elementarnych i naszego zrozumienia tego, jak powstał Wszechświat.