Le télescope spatial James Webb révolutionne notre compréhension de l’évolution des galaxies dans l’univers primitif grâce à l’analyse du redshift et aux techniques d’imagerie avancées, conduisant à des découvertes importantes et soulignant la nécessité de données spectroscopiques précises. Crédit : Issues.fr.com
En utilisant le redshift et la photométrie, NASAc’est Télescope spatial James Webb dévoile les secrets des premières galaxies, démontrant ainsi la nécessité de disposer de données spectrales précises pour comprendre l’histoire de l’univers.
L’un des objectifs scientifiques du télescope spatial James Webb de la NASA est de comprendre comment les galaxies du premier univers se sont formées et ont évolué pour devenir des galaxies beaucoup plus grandes comme la nôtre. voie Lactée. Cet objectif nécessite d’identifier des échantillons de galaxies à différents moments de l’histoire de l’univers pour explorer comment leurs propriétés évoluent avec le temps.
Nous avons demandé à Micaela Bagley, chercheuse postdoctorale à l’Université du Texas à Austin, d’expliquer comment les astronomes analysent la lumière des galaxies lointaines et déterminent « à quel moment dans l’histoire de l’univers » nous les observons.
« La lumière met du temps à voyager dans l’espace. Lorsque la lumière d’une galaxie lointaine (ou de tout objet dans l’espace) nous atteint, nous voyons cette galaxie telle qu’elle est apparue dans le passé. Pour déterminer le « quand » dans le passé, nous utilisons le redshift de la galaxie.
« Redshift nous indique combien de temps la lumière a passé à être étirée vers des longueurs d’onde plus longues par l’expansion de l’univers alors qu’elle voyageait pour nous atteindre. Nous pouvons calculer le redshift en utilisant les caractéristiques du spectre de la galaxie, qui est une observation qui étale la lumière d’une cible par longueur d’onde, échantillonnant essentiellement la lumière à de très petits intervalles. Nous pouvons mesurer les raies d’émission et les ruptures spectrales (changements brusques de l’intensité lumineuse à des longueurs d’onde spécifiques) et comparer leurs longueurs d’onde observées avec leurs longueurs d’onde émises connues.
« L’imagerie, par exemple avec l’instrument NIRCam (Near-Infrared Camera) de l’observatoire, est l’un des moyens les plus efficaces d’identifier les galaxies. Nous prenons des images en utilisant plusieurs filtres pour collecter la lumière de l’objet dans plusieurs couleurs différentes. Lorsque nous mesurons la photométrie d’une galaxie, ou sa luminosité dans une image, nous mesurons la luminosité de l’objet en moyenne sur toute la gamme de longueurs d’onde transmises par le filtre. Nous pouvons observer une galaxie avec les filtres d’imagerie à large bande de NIRCam, mais de nombreuses informations détaillées sont cachées dans chaque mesure pour chaque tranche de 0,3 à 1,0 microns de couverture de longueur d’onde.
« Pourtant, nous pouvons commencer à contraindre la forme du spectre d’une galaxie. La forme du spectre est affectée par plusieurs propriétés, notamment le nombre d’étoiles qui se forment dans la galaxie, la quantité de poussière présente à l’intérieur et l’ampleur du décalage vers le rouge de la lumière de la galaxie. Nous comparons la luminosité mesurée de la galaxie dans chaque filtre à la luminosité prédite pour un ensemble de modèles de galaxies couvrant une plage de ces propriétés à une plage de redshifts. En fonction de l’adéquation des modèles aux données, nous pouvons déterminer la probabilité que la galaxie se trouve à un redshift ou à un « moment de l’histoire » donné. Le redshift le mieux adapté déterminé grâce à cette analyse est appelé redshift photométrique.
Illustration de la mesure d’un redshift photométrique à l’aide de six filtres d’imagerie à large bande (panneau de gauche). Un spectre de galaxie modèle avec une forte cassure spectrale et plusieurs raies d’émission est représenté en gris. La longueur d’onde à laquelle la lumière a été émise et observée est indiquée respectivement en haut et en bas. La lumière a été décalée vers le rouge (ou étirée) d’un facteur 10. Les transmissions du filtre NIRCam et les couvertures de longueur d’onde sont représentées par les régions ombrées colorées. Nous mesurons le flux moyen dans chaque filtre (cercles) et ajustons ces six points de données avec différents modèles de galaxies à une plage de redshifts pour déterminer la probabilité que la galaxie se trouve à chaque redshift. La galaxie a un redshift photométrique le mieux adapté de 9 (lorsque l’univers avait 550 millions d’années), mais la distribution de probabilité (panneau de droite) couvre la plage de redshift de 7 à 11 (lorsque l’univers avait entre 420 et 770 millions d’années). .) Crédit : Micaela Bagley
« En juillet 2022, les équipes ont utilisé les images NIRCam de l’enquête CEERS pour identifier deux galaxies avec un redshift photométrique supérieur à 11 (lorsque l’univers avait moins de 420 millions d’années.) Aucun de ces objets n’a été détecté par la NASA. Le télescope spatial Hubble observations dans ce domaine parce qu’elles sont soit trop faibles, soit détectables uniquement à des longueurs d’onde en dehors de la sensibilité de Hubble. Ce furent des découvertes très excitantes avec le nouveau télescope !
Deux galaxies découvertes lors des premières images NIRCam avec des redshifts photométriques de 11,5 et 16,4 (lorsque l’univers avait environ 390 et 240 millions d’années, respectivement). Pour chaque galaxie, les équipes affichent des découpes d’images dans tous les filtres disponibles en haut, la photométrie observée, le modèle de galaxie le mieux adapté et la distribution de probabilité photométrique de redshift sous forme d’encart. Crédit : Panneau supérieur – Finkelstein et al. (2023) ; Panneau inférieur – Donnan et al. (2023) .
« Cependant, le redshift photométrique d’une galaxie est quelque peu incertain. Par exemple, nous pouvons être en mesure de déterminer qu’une cassure spectrale est présente dans un filtre, mais pas la longueur d’onde précise de la cassure. Bien que nous puissions estimer le redshift le mieux adapté sur la base de la modélisation de la photométrie, la distribution de probabilité qui en résulte est souvent large. De plus, les galaxies à différents redshifts peuvent avoir des couleurs similaires dans les filtres à large bande, ce qui rend difficile la distinction de leurs redshifts uniquement sur la base de la photométrie. Par exemple, les galaxies rouges et poussiéreuses dont le redshift est inférieur à 5 (ou lorsque l’univers avait 1,1 milliard d’années ou plus) et les étoiles froides de notre propre galaxie peuvent parfois imiter les mêmes couleurs d’une galaxie à redshift élevé. Nous considérons donc que toutes les galaxies sélectionnées sur la base de leur redshift photométrique sont à redshift élevé. candidats jusqu’à ce que nous puissions obtenir un redshift plus précis.
« Nous pouvons déterminer un redshift plus précis pour une galaxie en obtenant un spectre. Comme l’illustre la figure suivante, notre calcul de la distribution de probabilité de redshift s’améliore à mesure que nous mesurons la photométrie d’une galaxie par pas de longueur d’onde de plus en plus fins. La distribution de probabilité se rétrécit à mesure que nous passons de l’utilisation de filtres à large bande pour l’imagerie (en haut) à un plus grand nombre de filtres plus étroits (au milieu), jusqu’à un spectre (en bas). Dans la rangée du bas, nous pouvons commencer à saisir des caractéristiques spécifiques telles que la rupture spectrale à l’extrême gauche et les raies d’émission pour obtenir une distribution de probabilité de redshift très précise – un redshift spectroscopique.
Une illustration de la façon dont la distribution de probabilité de redshift (panneaux de droite) se rétrécit à mesure que nous mesurons la photométrie d’une galaxie (panneaux de gauche) par pas de longueur d’onde de plus en plus fins. Crédit : Micaela Bagley
« En février 2023, les équipes du CEERS ont suivi leurs candidats à redshift élevé avec l’instrument NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph) de l’observatoire pour mesurer des redshifts spectroscopiques précis. Il a été confirmé qu’un candidat (la galaxie de Maisie) se trouvait à un redshift de 11,4 (lorsque l’univers avait 390 millions d’années), tandis que le deuxième candidat s’est avéré être en réalité à un redshift inférieur de 4,9 (lorsque l’univers avait 1,2 milliard d’années). )
Observations spectroscopiques avec l’instrument NIRSpec des deux galaxies candidates aux redshifts 11,5 et 16,4. La rangée du haut montre la galaxie de Maisie à gauche, dont il est confirmé qu’elle se trouve à un redshift de 11,44 (ou lorsque l’univers avait environ 390 millions d’années). Ce redshift est basé sur la détection de la rupture spectrale marquée par la ligne rouge verticale pointillée sur la figure de droite dans la rangée supérieure du spectre NIRSpec. La rangée du bas montre le candidat de Donnan et al. (2023), qui se trouve à un redshift de 4,9 par rapport aux fortes raies d’émission d’oxygène ((OIII)) et d’hydrogène (Hα) doublement ionisées. Crédit : Figures 2 et 3 d’Arrabal Haro et al. (2023)
« Même les cas où nous découvrons qu’un candidat à redshift élevé est en réalité une galaxie à redshift inférieur peuvent être très excitants. Ils nous permettent d’en apprendre davantage sur les conditions dans les galaxies et la manière dont ces conditions affectent leur photométrie, d’améliorer nos modèles de spectres de galaxies et de contraindre l’évolution des galaxies à travers tous les redshifts. Cependant, ils soulignent également la nécessité d’obtenir des spectres pour confirmer les candidats à redshift élevé.
A propos de l’auteur
Micaela Bagley est chercheuse postdoctorale à l’Université du Texas à Austin et membre du CEERS. Ils étudient la formation et l’évolution des galaxies au début de l’univers. Micaela est également responsable du traitement de toutes les images NIRCam pour l’équipe CEERS.
