Astrofyzika & KosmologieAutor: David Pěkník28. dubna 20265 min čtení

Kyslík v nejstarším vesmíru: ALMA zachytila ionizovaný plyn v galaxii pouhých 350 milionů let po Velkém třesku

Radioteleskop ALMA v chilské poušti Atacama potvrdil přítomnost dvakrát ionizovaného kyslíku v galaxii MACS1149-JD1 s rudým posuvem z=9,11. Tento objev dokazuje, že tvorba hvězd a obohacování vesmíru těžkými prvky začaly dříve, než se dosud předpokládalo.

Umělecká vizualizace proto-galaxie v raném vesmíru. Masivní mladé hvězdy ozařují okolní plynná oblaka intenzivním UV zářením a ionizují kyslík vyvržený předchozími explozemi supernov. Právě spektrální signaturu ionizovaného kyslíku [O III] detekovala soustava radioteleskopů ALMA v rekordních vzdálenostech. Kredit: ESO / M. Kornmesser

Kyslík je dechem pozemského života a po vodíku a heliu třetím nejhojnějším chemickým prvkem v moderním vesmíru. Tvoří většinu hmotnosti pozemských oceánů, zemské kůry i našich vlastních těl. Z kosmologického hlediska je však kyslík čistým produktem hvězdné nukleosyntézy. Při Velkém třesku nevznikl ani jediný atom kyslíku – vesmír se musel spolehnout na první generace masivních hvězd, které v pecích svých jader začaly spalovat helium na uhlík a následně uhlík na kyslík.

Kdy se však vesmír poprvé nadechl? Kdy přesně došlo k tomu, že mezihvězdný prostor poprvé obohatil tento klíčový biogenní prvek? Mezinárodní soustava radioteleskopů ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) v chilské poušti Atacama přinesla průlomové zjištění, když zachytila záření dvakrát ionizovaného kyslíku v galaxiích pozorovaných v době pouhých 350 až 500 milionů let po Velkém třesku. Tento objev zásadně posunul odhad počátku kosmického úsvitu a donutil astrofyziky přepsat modely rané chemické evoluce galaxií.

Dvakrát ionizovaný kyslík: Kosmický teploměr a časomíra

Jak mohou astronomové na vzdálenost více než 13 miliard světelných let detekovat přítomnost konkrétního chemického prvku v rozptýleném mezihvězdném plynu? Klíčovým nástrojem je spektroskopie atomárních a iontových přechodů.

Jedním z nejjasnějších chladicích kanálů mezihvězdné plazmy je spektrální čára dvakrát ionizovaného kyslíku [O III] (atom kyslíku zbavený dvou elektronů):

V klidovém stavu má tato jemná struktura zakázaného přechodu vlnovou délku 88,36 mikrometru (což odpovídá frekvenci 3,39 THz v daleké infračervené oblasti spektra).
K ionizaci neutrálního kyslíku na stav O⁺⁺ je zapotřebí fotonů s energií minimálně 35,1 elektronvoltu (eV), což znamená, že k této excitaci dochází výhradně v těsné blízkosti velmi horkých a masivních mladých hvězd (spektrálních typů O a B).
Díky kosmologickému rozpínání vesmíru se však vlnová délka fotonů během miliard let trvající pouti k Zemi natáhla faktorem (1 + z):
λ_pozorovaná = λ_klidová × (1 + z).
Pro galaxie s rudým posuvem z ≈ 8 až 12 se tato původně infračervená čára posouvá přímo do milimetrového a submilimetrového pásma (vlnové délky 0,8 až 1,1 mm), kde má soustava ALMA své nejcitlivější pozorovací pásmo (Band 7 a Band 8).

              Kosmologický posuv spektrální čáry kyslíku [O III]
   Mladá galaxie (z = 9,1):
   Emise horkého plynu -> [O III] λ = 88,36 μm (daleké infračervené záření)
                                |
                                |  Expanze vesmíru (roztažení vlnové délky faktorem 10,1×)
                                v
   Pozorovatel na Zemi (dnes):
   Detekce ALMA v Atacamě -> [O III] λ = 892,4 μm (submilimetrové pásmo Band 7)

Od MACS1149-JD1 k novým hranicím raného kosmu

První historický průlom v tomto směru přišel s pozorováním gravitačně čočkované galaxie MACS1149-JD1. V roce 2018 publikoval mezinárodní tým pod vedením dr. Takuyi Hashimota z Osaka Sangyo University v časopise Nature objev čáry [O III] z této galaxie na rudém posuvu z = 9,1096 ± 0,0006. V té době šlo o jednoznačně nejvzdálenější spektroskopicky potvrzenou detekci kyslíku ve vesmíru – galaxii jsme spatřili v době, kdy byl vesmír starý pouhých 550 milionů let (méně než 4 % svého nynějšího věku).

Skutečná vědecká senzace však vzešla z podrobné analýzy spektrálního rozložení energie:

Aby se v galaxii vytvořilo pozorované množství kyslíku, musely v ní nejprve vzniknout masivní hvězdy, prožít svůj život, explodovat jako supernovy🪐 AstroWiki EncyklopedieSupernovyNejvětší kosmické exploze ve vesmíru, termonukleární supernovy Ia jako standardní svíčky a kolapsové supernovy rodící neutronové hvězdy....Otevřít heslo v encyklopedii → a vyvržený plyn se musel promíchat s mezihvězdným prostředím.
Kombinace dat z radioteleskopu ALMA, Hubbleova dalekohledu a infračerveného kosmického dalekohledu Spitzer odhalila, že většina hvězdné populace v galaxii MACS1149-JD1 byla v době pozorování stará již zhruba 300 milionů let!
To znamená, že hvězdotvorba v této galaxii musela začít již v rudém posuvu z ≈ 15 – tedy pouhých 250 milionů let po Velkém třesku, v hloubi kosmického úsvitu.

Následná pozorování soustavy ALMA a Vesmírného dalekohledu Jamese Webba posunula tuto hranici ještě dále. Detekce ionizovaného kyslíku u kandidátů jako GHZ2/GLz12 a galaxií z přehlídky JADES potvrdila existenci zralého, obohaceného plynu v epochách kolem 350 až 400 milionů let po zrodu vesmíru.

Astrofyzikální rébus: Jak vyrobit kyslík v rekordním čase?

Přítomnost kyslíku v tak mladých galaxiích představuje pro teoretickou astrofyziku pozoruhodnou výzvu. Kyslík vzniká v pokročilých fázích fúze masivních hvězd procesem heliového hoření (tzv. 3-alfa reakce následovaná záchytem α částice jádrem uhlíku: ¹²C + α → ¹⁶O). Následně je vyvržen do okolí při explozích supernov s kolapsem jádra (Core-Collapse Supernovae – CCSNe).

Standardní chemické modely předpokládaly pozvolný nárůst metalicity:

První hvězdy (populace III) musely vzniknout z čistého vodíku a helia.
Musely obohatit plyn pouze stopově, aby se zrodila populace II.
Teprve po několika cyklech hvězdotvorby a obohacování měla hladina kyslíku dosáhnout detekovatelných hodnot (alespoň 1 až 10 % sluneční metalicity).

Skutečnost, že ALMA detekovala silnou emisi [O III] již 350–500 milionů let po třesku, dokazuje, že raná hvězdotvorba probíhala s extrémní efektivitou. Počáteční hmotnostní funkce (IMF – Initial Mass Function) prvních hvězd musela být silně posunuta k velmi masivním stálicím (tzv. top-heavy IMF). Tyto masivní hvězdy žily jen pár milionů let a explodovaly v tak rychlém sledu, že mezihvězdné prostředí doslova zaplavily kyslíkem během pouhých několika desítek milionů let.

Zkoumaná galaxie	Rudý posuv (z)	Kosmický věk (po třesku)	Detekovaná spektrální čára	Použitá observatoř	Odhadovaná metalicita (% Slunce🪐 AstroWiki EncyklopedieSlunceSlunce je centrální hvězdou naší planetární soustavy, žlutý trpaslík spektrální třídy G2V, který svou gravitací váže všechna tělesa od plane...Otevřít heslo v encyklopedii →)
MACS1149-JD1	9,11	~ 550 milionů let	[O III] 88 μm	ALMA + VLT + HST + Spitzer	~ 5–10 % Z_☉
SXDF-NB1006-2	7,21	~ 700 milionů let	[O III] 88 μm	ALMA + Subaru Telescope	~ 5 % Z_☉
GHZ2 / GLz12	12,11	~ 370 milionů let	[O III] 88 μm (kandidát)	JWST / NIRSpec + ALMA	~ 1–3 % Z_☉
JADES-GS-z14-0	14,32	~ 290 milionů let	Rest-frame UV čáry	JWST NIRSpec	Prvotní obohacení detekováno
B14-65666	7,15	~ 720 milionů let	[O III] 88 μm a [C II] 158 μm	ALMA Band 6 & 8	~ 20 % Z_☉ (splynutí galaxií)

Dokonalá symbióza: ALMA a Vesmírný dalekohled Jamese Webba

Zatímco ALMA dominuje v submilimetrovém pásmu a specializuje se na chladný prach a daleké infračervené iontové čáry, Vesmírný dalekohled Jamese Webba (JWST) přinesl spektroskopii v klidovém optickém a ultrafialovém oboru.

Tato kombinace vytváří nepřekonatelnou synergii:

JWST zachycuje optické čáry kyslíku, zejména [O III] na vlnových délkách 4959 Å a 5007 Å a Balmerovy čáry vodíku (Hα, Hβ).
Z poměru optických čar z JWST a daleké infračervené čáry 88 μm z ALMA dokáží astronomové přímo spočítat elektronovou hustotu a teplotu plynu, aniž by museli spoléhat na teoretické odhady.
ALMA navíc poskytuje bezkonkurenční prostorové a kinematické rozlišení: dokáže změřit rotaci a turbulence v ionizovaném plynu a odhalit, zda se rodící galaxie již uspořádala do rotujícího disku, či zda jde o chaotické splynutí několika menších proto-galaktických shluků.

Překvapivým zjištěním společných pozorování byl také fakt, že ačkoliv tyto prastaré galaxie obsahují značné množství plynného kyslíku, vykazují extrémně nízké množství pevného prachu. Kyslík byl zkrátka vyprodukován tak rychle, že prachová zrna (silikáty) ještě nestihla zkondenzovat a narůst v chladných molekulárních oblacích.

„Když jsme poprvé uviděli signál ionizovaného kyslíku z galaxie v rudém posuvu přes 9, byl to okamžik ryzího úžasu. Ukázalo se, že vesmír nebyl v době svého mládí nudnou pustinou tvořenou pouze vodíkem, ale dynamickou laboratoří, kde hvězdy první i druhé generace pracovaly na plné obrátky. Příroda byla v tvorbě těžkých prvků mnohem rychlejší, než jsme si kdy dokázali představit,“ komentoval výsledky vedoucí výzkumu Dr. Takuya Hashimoto.

Reference

[1] Hashimoto, T., et al. (2018). The onset of star formation 250 million years after the Big Bang. Nature, 557(7705), 392–395. DOI: 10.1038/s41586-018-0117-z.
[2] Inoue, A. K., et al. (2016). Detection of an oxygen emission line at a redshift of 7.21 in the SXDF-NB1006-2 galaxy. Science, 352(6293), 1559–1562. DOI: 10.1126/science.aaf0714.
[3] Laporte, N., et al. (2017). Dust in the Reionization Era: ALMA Observations of a z = 8.38 Gravitationally Lensed Galaxy. The Astrophysical Journal Letters, 837(2), L21. DOI: 10.3847/2041-8213/aa62aa.
[4] Tamura, Y., et al. (2019). Detection of the Far-infrared [O III] and Dust Emission in a Galaxy at z = 8.312: Early Chemical Enrichment in the Heart of the Reionization Era. The Astrophysical Journal, 874(1), 27. DOI: 10.3847/1538-4357/ab037b.
[5] Castellano, M., et al. (2022). Early Results from GLASS-JWST. III. Galaxy Candidates at z ~ 9–15. The Astrophysical Journal Letters, 938(2), L15. DOI: 10.3847/2041-8213/ac945e.