Dalekohled Jamese Webba měří hmotnost vzdálených galaxií výrazně přesněji

Vědci ve své studii uvádí, že hmotnost hvězd je důležitou fyzikální vlastností, která jim pomáhá pochopit vznik a vývoj galaxií. Měření celkového množství hvězd, které neustále přibývají přeměnou plynu a prachu, je nejpřímější způsob, jak sledovat růst galaxie. Porovnáváním vzhledu nejstarších galaxií ve vesmíru (vzdálených více než 13 miliard světelných let) tak mohou astronomové studovat, jak se galaxie vyvíjely.

Věci však nejsou tak jednoduché, jak se zdají. Měření těchto raných galaxií je pro astronomy trvalým problémem. Obvykle astronomové provádějí měření poměru hmotnosti ke svítivosti (M/L), kdy se světlo produkované galaxií používá k odhadu celkové hmotnosti hvězd v ní, místo aby se počítaly hvězdné hmotnosti pro jednotlivé zdroje.

Dosavadní studie nejvzdálenějších galaxií na snímcích Hubbleova dalekohledu, jako je GN-z11, která vznikla přibližně před 13,5 miliardami let, byly omezeny na ultrafialové záření emitované těmito galaxiemi. To zní poněkud zvláštně, když vhodnější se jeví sledovat infračervené záření, neboť v něm dohlédneme dál. Je však třeba si uvědomit, že světlo z těchto dávných galaxií ovlivňuje v době, kdy k nám dorazí, značný rudý posuv. To znamená, že jak světlo prochází časoprostorem, jeho vlnová délka se v důsledku rozpínání vesmíru prodlužuje, čímž se efektivně posouvá směrem k červené části spektra. U galaxií, jejichž hodnota červeného posuvu (z) je sedm nebo vyšší, tedy ve vzdálenosti 13,46 světelného roku nebo více, bude velká část světla posunuta do bodu, kdy bude viditelná pouze v infračervené části spektra. A v tom je samozřejmě i největší přínos dalekohledu Jamese Webba, který takové záření umí pozorovat.

Vedoucí výzkumného týmu Paola Santini popsala tento efekt pro magazín Universe Today takto: „Většina hvězd v galaxiích – ty, které většinou přispívají k její hvězdné hmotnosti – vyzařují na vlnových délkách v červeném a blízkém infračerveném pásmu (NIR). V době, kdy světlo putuje ze vzdálené galaxie k našim dalekohledům, světlo vyzařované jejími hvězdami již vůbec nespadá do viditelného oboru. Např. u galaxie s posuvem z=7 světlo původně vyzařované na vlnové délce 0,6 mikronu (červená barva) dorazí do našeho dalekohledu na vlnové délce 4,8 mikronu (tepelné záření). Čím vyšší je červený posuv (tj. čím vzdálenější je galaxie), tím silnější tento efekt je.“

„Z toho vyplývá, že k měření hvězdných hmotností galaxií potřebujeme infračervené detektory (světlo vyzařované většinou jejich hvězd je mimo dosah Hubbleova vesmírného dalekohledu). Jediným infračerveným dalekohledem, který jsme měli k dispozici před příchodem JWST, byl Spitzerův vesmírný dalekohled, který byl před několika lety vyřazen. Jeho zrcadlo o průměru 85 cm však bylo nesrovnatelně menší, než 6,5m zrcadlo JWST. Většina vzdálených galaxií byla mimo dosah Spitzera, jednak kvůli malé úhlové rozlišovací schopnosti, a hlavně se ztrácely v šumu.“

Před vypuštěním JWST se odhadovala hmotnost galaxií na základě množství UV záření emitovaného galaxiemi. Poměr hmotnosti k množství emitovaného záření byl kalibrován pomocí několika málo nejistých měření, která jsme měli k dispozici z populace galaxií, které byly snadněji pozorovatelné (mladé a bezprašné galaxie). Měření hvězdné hmotnosti byla proto náchylná k velkým nejistotám (jak při přímém měření, tak ještě více při odvození z UV záření). Předchozí měření mohla přehlédnout velkou část galaxií, které jsou bohaté na prach (který zastiňuje světlo), a mohly se tedy jevit slabé v UV spektru. V důsledku toho mohly být předchozí odhady hustoty hvězdné hmoty v raném vesmíru až šestinásobně zkreslené. Díky pokročilé sadě infračervených přístrojů a bezkonkurenční citlivosti je však JWST připraven otevřít „nové okno“ do studia nejstarších a nejslabších galaxií ve vesmíru.

Vědci se zabývali daty ze snímků pořízených kamerou NIRCam ve dnech 28. a 29. června 2022. Změřili hvězdnou hmotnost 21 vzdálených galaxií (jejichž červený posuv se pohyboval od 6,7 do 12,3) na základě jejich UV a viditelné emise a jejich červeného posuvu. Díky tomu zvýšili přesnost svých měření hmotnosti 5krát až 10krát.

Zjistili, že poměr M/L zdaleka nelze aproximovat jedinou průměrnou hodnotou. Místo toho se ukázalo, že se tento poměr pohybuje zhruba ve dvou řádech pro danou svítivost. Z fyzikálního hlediska toto zjištění naznačuje, že populace raných galaxií byla do značné míry heterogenní (různorodá).

„Hlavním důsledkem je, že předchozí měření procesu růstu hmotnosti v galaxiích mohou být ovlivněny významnou systematickou chybou,“, dodává Santini. „V naší práci například posuzujeme úroveň systematické nejistoty ovlivňující hustotu kosmické hvězdné hmoty. Ta popisuje globální růst galaxií ve vesmíru jako funkci času. Její hodnocení v raných epochách podléhá v jednotlivých pracích velkým odchylkám. Zjistili jsme, že systematická nejistota vyplývající z předpokladu standardního poměru hmotnosti ke svítivosti může být až několikanásobná, což je rozhodně příliš mnoho ve srovnání s úrovní přesnosti, které chceme dosáhnout, a mohlo by to alespoň částečně vysvětlit nesoulad v předchozích vědeckých pracích."

Data z JWST jsou pořizována a zkoumána širokými skupinami vědeckých týmů. Výzkumný tým vedený Paolou Santini z Astronomické observatoře v Římě zahrnoval členy z Instituto Nationale di Astrophysica (INAF) v Itálii, ASTRO 3D (Austrálie), Národního astronomického výzkumného ústavu v Thajsku (ARIT), Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology (KIPAC ve Stanfordu, USA), Cosmic Dawn Center (DAWN v Dánsku), Niels Bohr Institute (Dánsko), The Carnegie Institution for Science (USA), Infrared Processing and Analysis Center at Caltech (USA) a dalších univerzit a institutů v USA, Evropě, Austrálii a Asii.

Zdroje a doporučené odkazy:
[1] Universe Today: The James Webb is Measuring Distant Galaxies 5-10 Times Better Than any Other Telescope
[2] Arxiv.org: Early results from GLASS-JWST. XI: Stellar masses and mass-to-light ratio of z>7 galaxies