Μερικοί από τους πρώτους γαλαξίες που βρέθηκαν με το JWST είναι και οι λαμπρότεροι. Αυτό είναι ένα πρόβλημα για τις ιδέες μας για το σύμπαν.
Το διαστημικό τηλεσκόπιο James Webb (JWST) είναι το μεγαλύτερο και ισχυρότερο διαστημικό τηλεσκόπιο που έχει κατασκευαστεί μέχρι σήμερα. Από τότε που κυκλοφόρησε τον Δεκέμβριο του 2021, έχει προσφέρει πρωτοποριακές πληροφορίες. Αυτά περιλαμβάνουν την ανακάλυψη των αρχαιότερων και πιο μακρινών γνωστών γαλαξιών, που υπήρχαν μόλις 300 εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη.
Τα μακρινά αντικείμενα είναι επίσης πολύ αρχαία επειδή χρειάζεται πολύς χρόνος για να φτάσει το φως από αυτά τα αντικείμενα στα τηλεσκόπια. Το JWST έχει τώρα βρει έναν αριθμό από αυτούς τους πολύ πρώιμους γαλαξίες. Ουσιαστικά κοιτάμε πίσω στο χρόνο αυτά τα αντικείμενα, βλέποντάς τα όπως έδειχναν λίγο μετά τη γέννηση του σύμπαντος.
Αυτές οι παρατηρήσεις από το JWST συμφωνούν με την τρέχουσα κατανόησή μας για την κοσμολογία, την επιστημονική πειθαρχία που στοχεύει να εξηγήσει το σύμπαν και του σχηματισμού γαλαξιών. Αποκαλύπτουν όμως και πτυχές που δεν περιμέναμε. Πολλοί από αυτούς τους πρώιμους γαλαξίες λάμπουν πολύ πιο έντονα από ό,τι θα περιμέναμε, δεδομένου ότι υπήρχαν μόλις λίγο μετά τη Μεγάλη Έκρηξη.
Οι φωτεινότεροι γαλαξίες πιστεύεται ότι έχουν περισσότερα αστέρια και περισσότερη μάζα. Θεωρήθηκε ότι χρειαζόταν πολύ περισσότερος χρόνος για να πραγματοποιηθεί αυτό το επίπεδο σχηματισμού άστρων. Αυτοί οι γαλαξίες έχουν επίσης ενεργά αναπτυσσόμενες μαύρες τρύπες στα κέντρα τους, ένα σημάδι ότι αυτά τα αντικείμενα ωρίμασαν γρήγορα μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Πώς μπορούμε λοιπόν να εξηγήσουμε αυτά τα εκπληκτικά ευρήματα; Σπάζουν τις ιδέες μας για την κοσμολογία ή απαιτούν αλλαγή στην ηλικία του σύμπαντος;
Οι επιστήμονες μπόρεσαν να μελετήσουν αυτούς τους πρώιμους γαλαξίες συνδυάζοντας τις λεπτομερείς εικόνες του JWST με τις ισχυρές του ικανότητες για φασματοσκοπία. Η φασματοσκοπία είναι μια μέθοδος για την ερμηνεία της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας που εκπέμπεται ή απορροφάται από αντικείμενα στο διάστημα. Αυτό με τη σειρά του μπορεί να σας πει για τις ιδιότητες ενός αντικειμένου.
Η κατανόησή μας για την κοσμολογία και τον σχηματισμό γαλαξιών βασίζεται σε μερικές θεμελιώδεις ιδέες. Ένα από αυτά είναι η κοσμολογική αρχή, η οποία δηλώνει ότι, σε μεγάλη κλίμακα, το σύμπαν είναι ομοιογενές (το ίδιο παντού) και ισότροπο (το ίδιο προς όλες τις κατευθύνσεις). Σε συνδυασμό με τη θεωρία της γενικής σχετικότητας του Αϊνστάιν, αυτή η αρχή μας επιτρέπει να συνδέσουμε την εξέλιξη του σύμπαντος, πώς διαστέλλεται ή συστέλλεται, με την ενέργεια και το περιεχόμενό του σε μάζες.
Το τυπικό κοσμολογικό μοντέλο, γνωστό ως η θεωρία της «Καυτής Μεγάλης Έκρηξης», περιλαμβάνει τρία κύρια συστατικά ή συστατικά.
- Η μία είναι η συνηθισμένη ύλη που μπορούμε να δούμε με τα μάτια μας σε γαλαξίες, αστέρια και πλανήτες.
- Ένα δεύτερο συστατικό είναι η ψυχρή σκοτεινή ύλη (CDM), τα αργά κινούμενα σωματίδια ύλης που δεν εκπέμπουν, απορροφούν ή αντανακλούν φως.
- Το τρίτο συστατικό είναι αυτό που είναι γνωστό η κοσμολογική σταθερά (Λ, ή λάμδα). Αυτό συνδέεται με κάτι που ονομάζεται σκοτεινή ενέργεια και είναι ένας τρόπος να εξηγηθεί το γεγονός ότι η διαστολή του σύμπαντος επιταχύνεται. Μαζί, αυτά τα στοιχεία σχηματίζουν αυτό που ονομάζεται μοντέλο ΛCDM της κοσμολογίας.
Η σκοτεινή ενέργεια αποτελεί περίπου το 68% του συνολικού ενεργειακού περιεχομένου του σημερινού σύμπαντος.
Παρά το γεγονός ότι δεν είναι άμεσα παρατηρήσιμη με επιστημονικά όργανα, η σκοτεινή ύλη θεωρείται ότι αποτελεί το μεγαλύτερο μέρος της ύλης στον Κόσμο και αποτελεί περίπου το 27% του συνολικού περιεχομένου μάζας και ενέργειας του σύμπαντος.
Ενώ η σκοτεινή ύλη και η σκοτεινή ενέργεια παραμένουν μυστηριώδεις, το μοντέλο ΛCDM της κοσμολογίας υποστηρίζεται από ένα ευρύ φάσμα λεπτομερών παρατηρήσεων. Αυτά περιλαμβάνουν τη μέτρηση της διαστολής του σύμπαντος, το κοσμικό μικροκυματικό υπόβαθρο ή το CMB (η «μετά λάμψη» του Big Bang) και την ανάπτυξη των γαλαξιών και τη μεγάλης κλίμακας κατανομή τους — για παράδειγμα, τον τρόπο με τον οποίο οι γαλαξίες συγκεντρώνονται.
Το μοντέλο ΛCDM θέτει τις βάσεις για την κατανόησή μας για το πώς σχηματίζονται και εξελίσσονται οι γαλαξίες. Για παράδειγμα, το CMB, το οποίο εκπέμπεται περίπου 380.000 χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, παρέχει ένα στιγμιότυπο των πρώιμων διακυμάνσεων της πυκνότητας που συνέβησαν στο πρώιμο σύμπαν. Αυτές οι διακυμάνσεις, ιδιαίτερα στη σκοτεινή ύλη, τελικά εξελίχθηκαν στις δομές που παρατηρούμε σήμερα, όπως οι γαλαξίες και τα αστέρια.
Πώς σχηματίζονται τα αστέρια
Ο σχηματισμός γαλαξιών αποτελείται από πολύπλοκες διαδικασίες που επηρεάζονται από πολλά διαφορετικά φυσικά φαινόμενα. Μερικοί από αυτούς τους μηχανισμούς δεν είναι πλήρως κατανοητοί, όπως ποιες διαδικασίες διέπουν τον τρόπο με τον οποίο το αέριο στους γαλαξίες ψύχεται και συμπυκνώνεται για να σχηματίσει αστέρια.
Οι επιδράσεις των σουπερνόβα, των αστρικών ανέμων και των μαύρων τρυπών που εκπέμπουν σημαντικές ποσότητες ενέργειας (μερικές φορές ονομάζονται ενεργοί γαλαξιακούς πυρήνες ή AGN) μπορούν όλα να θερμάνουν ή να διώξουν αέριο από τους γαλαξίες. Αυτό με τη σειρά του μπορεί να ενισχύσει ή να περιορίσει το σχηματισμό άστρων και επομένως να επηρεάσει την ανάπτυξη των γαλαξιών.
Η αποτελεσματικότητα και η κλίμακα αυτών των «διαδικασιών ανάδρασης», καθώς και ο σωρευτικός αντίκτυπός τους με την πάροδο του χρόνου, δεν έχουν κατανοηθεί ελάχιστα. Αποτελούν σημαντική πηγή αβεβαιότητας σε μαθηματικά μοντέλα ή προσομοιώσεις σχηματισμού γαλαξιών.
Σημαντική πρόοδος στις σύνθετες αριθμητικές προσομοιώσεις σχηματισμού γαλαξιών έχουν γίνει τα τελευταία δέκα χρόνια. Μπορείτε ακόμα να αποκτήσετε γνώσεις και συμβουλές από απλούστερες προσομοιώσεις και μοντέλα που συσχετίζουν το σχηματισμό άστρων με την εξέλιξη των φωτοστέφανων της σκοτεινής ύλης. Αυτά τα φωτοστέφανα είναι ογκώδεις, αόρατες δομές φτιαγμένες από σκοτεινή ύλη που αγκυροβολούν αποτελεσματικά τους γαλαξίες μέσα τους.
Ένα από τα απλούστερα μοντέλα σχηματισμού γαλαξιών υποθέτει ότι ο ρυθμός με τον οποίο σχηματίζονται τα αστέρια σε έναν γαλαξία συνδέεται άμεσα με το αέριο που ρέει σε αυτούς τους γαλαξίες. Αυτό το μοντέλο προτείνει επίσης ότι ο ρυθμός σχηματισμού άστρων σε έναν γαλαξία είναι ανάλογος με τον ρυθμό με τον οποίο αναπτύσσονται τα φωτοστέφανα της σκοτεινής ύλης. Υποθέτει μια σταθερή απόδοση στη μετατροπή του αερίου σε αστέρια, ανεξάρτητα από τον κοσμικό χρόνο.
Αυτό το μοντέλο «σταθερής απόδοσης σχηματισμού άστρων» είναι συνεπές με τον σχηματισμό άστρων που αυξάνεται δραματικά τα πρώτα δισεκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Η ταχεία ανάπτυξη των φωτοστέφανων της σκοτεινής ύλης κατά τη διάρκεια αυτής της περιόδου θα παρείχε τις απαραίτητες συνθήκες ώστε οι γαλαξίες να σχηματίσουν αστέρια αποτελεσματικά. Παρά την απλότητά του, αυτό το μοντέλο έχει προβλέψει με επιτυχία ένα ευρύ φάσμα πραγματικών παρατηρήσεων, συμπεριλαμβανομένου του συνολικού ρυθμού σχηματισμού άστρων κατά τη διάρκεια του κοσμικού χρόνου.
Τα μυστικά των πρώτων γαλαξιών
Το JWST εγκαινίασε μια νέα εποχή ανακάλυψης. Με τα προηγμένα όργανά του, το διαστημικό τηλεσκόπιο μπορεί να συλλάβει τόσο λεπτομερείς εικόνες όσο και φάσματα υψηλής ανάλυσης — χάρτες που δείχνουν την ένταση της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας που εκπέμπεται ή απορροφάται από αντικείμενα στον ουρανό. Για το JWST, αυτά τα φάσματα βρίσκονται στην εγγύς υπέρυθρη περιοχή του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος. Η μελέτη αυτής της περιοχής είναι ζωτικής σημασίας για την παρατήρηση πρώιμων γαλαξιών των οποίων το οπτικό φως έχει μετατραπεί σε σχεδόν υπέρυθρο (ή “μετατόπιση του ερυθρού”) καθώς το σύμπαν έχει διασταλεί.
Το Redshift περιγράφει πώς τα μήκη κύματος του φωτός από τους γαλαξίες τεντώνονται καθώς ταξιδεύουν. Όσο πιο μακρινός είναι ένας γαλαξίας, τόσο μεγαλύτερη είναι η μετατόπισή του στο κόκκινο.
Τα τελευταία δύο χρόνια, το JWST εντόπισε και χαρακτήρισε γαλαξίες με μετατοπίσεις στο κόκκινο με τιμές μεταξύ δέκα και 15. Αυτοί οι γαλαξίες , που σχηματίστηκαν περίπου 200-500 εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, είναι σχετικά μικροί για γαλαξίες (περίπου 100 parsecs ή 3 τετρασεκατομμύρια χιλιόμετρα, κατά μήκος). Το καθένα αποτελείται από περίπου 100 εκατομμύρια αστέρια και σχηματίζει νέα αστέρια με ρυθμό περίπου ένα αστέρι που μοιάζει με ήλιο το χρόνο.
Αν και αυτό δεν ακούγεται πολύ εντυπωσιακό, υπονοεί ότι αυτά τα συστήματα διπλασιάζουν την περιεκτικότητά τους σε αστέρια μέσα σε μόλις 100 εκατομμύρια χρόνια. Για σύγκριση, ο δικός μας γαλαξίας Milky Way χρειάζεται περίπου 25 δισεκατομμύρια χρόνια για να διπλασιάσει την αστρική του μάζα.
Πρώιμος σχηματισμός γαλαξιών
Τα εκπληκτικά ευρήματα από το JWST για φωτεινούς γαλαξίες σε υψηλές μετατοπίσεις στο κόκκινο ή αποστάσεις, θα μπορούσαν να υπονοήσουν ότι αυτοί οι γαλαξίες ωρίμασαν γρηγορότερα από το αναμενόμενο μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Αυτό είναι σημαντικό γιατί θα αμφισβητούσε τα υπάρχοντα μοντέλα σχηματισμού γαλαξιών. Το μοντέλο απόδοσης σταθερού σχηματισμού άστρων που περιγράφηκε παραπάνω, αν και είναι αποτελεσματικό στο να εξηγήσει πολλά από αυτά που βλέπουμε, αγωνίζεται να εξηγήσει τον μεγάλο αριθμό φωτεινών και μακρινών γαλαξιών που παρατηρούνται με μετατόπιση προς το ερυθρό μεγαλύτερη από δέκα με μετατόπιση πάνω από δέκα.
Για να αντιμετωπιστεί αυτό, οι επιστήμονες διερευνούν διάφορες δυνατότητες. Αυτές περιλαμβάνουν αλλαγές στις θεωρίες τους για το πόσο αποτελεσματικά το αέριο μετατρέπεται σε αστέρια με την πάροδο του χρόνου. Επανεξετάζουν επίσης τη σχετική σημασία των διαδικασιών ανάδρασης – πώς φαινόμενα όπως οι σουπερνόβα και οι μαύρες τρύπες βοηθούν επίσης στη ρύθμιση του σχηματισμού άστρων.
Ορισμένες θεωρίες υποδεικνύουν ότι ο σχηματισμός άστρων στο πρώιμο σύμπαν μπορεί να ήταν πιο έντονος ή «εκρηκτικός» από ό,τι πιστεύαμε προηγουμένως, οδηγώντας στην ταχεία ανάπτυξη αυτών των πρώιμων γαλαξιών και στη φαινομενική φωτεινότητά τους.
Άλλοι προτείνουν ότι διαφορετικοί παράγοντες, όπως χαμηλότερες ποσότητες γαλαξιακής σκόνης, μια κορυφαία κατανομή μαζών αστεριών ή συνεισφορές από φαινόμενα όπως οι ενεργές μαύρες τρύπες, θα μπορούσαν να ευθύνονται για την απροσδόκητη φωτεινότητα αυτών των πρώιμων γαλαξιών.
Αυτές οι εξηγήσεις επικαλούνται αλλαγές στη φυσική του σχηματισμού γαλαξιών προκειμένου να εξηγήσουν τα ευρήματα του JWST. Αλλά οι επιστήμονες εξέτασαν επίσης τροποποιήσεις σε ευρείες κοσμολογικές θεωρίες. Για παράδειγμα, η αφθονία των πρώιμων, φωτεινών γαλαξιών θα μπορούσε εν μέρει να εξηγηθεί από μια αλλαγή σε κάτι που ονομάζεται φάσμα ισχύος της ύλης. Αυτός είναι ένας τρόπος για να περιγράψουμε τις διαφορές πυκνότητας στο σύμπαν.
Ένας πιθανός μηχανισμός για την επίτευξη αυτής της αλλαγής στο φάσμα ισχύος της ύλης είναι ένα θεωρητικό φαινόμενο που ονομάζεται «πρώιμη σκοτεινή ενέργεια». Αυτή είναι η ιδέα ότι μια νέα κοσμολογική πηγή ενέργειας με ομοιότητες με τη σκοτεινή ενέργεια μπορεί να υπήρχε σε πρώιμους χρόνους, σε μια μετατόπιση προς το κόκκινο 3.000. Αυτό συμβαίνει πριν από την εκπομπή του CMB και μόλις 380.000 χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη.
Αυτή η πρώιμη σκοτεινή ενέργεια θα είχε αποσυντεθεί γρήγορα μετά το στάδιο της εξέλιξης του σύμπαντος που είναι γνωστό ως ανασυνδυασμός. Περιέργως, η πρώιμη σκοτεινή ενέργεια θα μπορούσε επίσης να μετριάσει την ένταση του Hubble – μια απόκλιση μεταξύ των διαφορετικών εκτιμήσεων για την ηλικία του σύμπαντος .
Μια εργασία που δημοσιεύθηκε το 2023 πρότεινε ότι τα ευρήματα των γαλαξιών από το JWST απαιτούσαν από τους επιστήμονες να επεκτείνουν την ηλικία του σύμπαντος κατά αρκετά δισεκατομμύρια χρόνια.
Ωστόσο, άλλα φαινόμενα θα μπορούσαν να ευθύνονται για τους φωτεινούς γαλαξίες. Προτού χρησιμοποιηθούν οι παρατηρήσεις του JWST για την επίκληση αλλαγών σε γενικές ιδέες της κοσμολογίας, είναι απαραίτητη μια πιο λεπτομερής κατανόηση των φυσικών διεργασιών στους γαλαξίες.
Ο τρέχων κάτοχος του ρεκόρ για τον πιο μακρινό γαλαξία — που προσδιορίζεται από το JWST — ονομάζεται JADES-GS-z14-0. Τα δεδομένα που συγκεντρώθηκαν μέχρι στιγμής δείχνουν ότι αυτοί οι γαλαξίες έχουν μεγάλη ποικιλία διαφορετικών ιδιοτήτων.
Τρισδιάστατη απεικόνιση γαλαξιών που παρατηρήθηκαν από το JWST, συμπεριλαμβανομένου του JADES-GS-z14-0.
Μερικοί γαλαξίες δείχνουν σημάδια ότι φιλοξενούν μαύρες τρύπες που εκπέμπουν ενέργεια, ενώ άλλοι φαίνεται να είναι συνεπείς με τη φιλοξενία νεαρών πληθυσμών αστεριών χωρίς σκόνη. Επειδή αυτοί οι γαλαξίες είναι αμυδροί και η παρατήρησή τους είναι δαπανηρή (απαιτείται χρόνος έκθεσης πολλών ωρών), μόνο 20 γαλαξίες για τους οποίους η ερυθρή μετατόπιση είναι πάνω από δέκα έχουν παρατηρηθεί με φασματοσκοπία μέχρι σήμερα, και θα χρειαστούν χρόνια για να δημιουργηθεί ένα στατιστικό δείγμα.
Μια διαφορετική γωνία επίθεσης θα μπορούσε να είναι οι παρατηρήσεις γαλαξιών σε μεταγενέστερους κοσμικούς χρόνους, όταν το σύμπαν ήταν ηλικίας 1 δισεκατομμυρίου έως 2 δισεκατομμυρίων ετών (μετατοπίσεις στο κόκκινο μεταξύ τριών και εννέα). Οι δυνατότητες του JWST παρέχουν στους ερευνητές πρόσβαση σε κρίσιμους δείκτες από αστέρια και αέρια σε αυτά τα αντικείμενα που μπορούν να χρησιμοποιηθούν για τον περιορισμό της συνολικής ιστορίας του σχηματισμού γαλαξιών.
Σπάζοντας το σύμπαν;
Τον πρώτο χρόνο λειτουργίας του JWST, υποστηρίχθηκε ότι μερικοί από τους πρώτους γαλαξίες είχαν εξαιρετικά υψηλές αστρικές μάζες (οι μάζες των αστεριών που περιέχονται μέσα τους) και χρειαζόταν μια αλλαγή στην κοσμολογία για να φιλοξενήσει φωτεινούς γαλαξίες που υπήρχαν στο πολύ πρώιμο σύμπαν. Ονομάστηκαν ακόμη και γαλαξίες που σπάνε το σύμπαν.
Αμέσως μετά, ήταν σαφές ότι αυτοί οι γαλαξίες δεν σπάζουν το σύμπαν, αλλά οι ιδιότητές τους μπορούν να εξηγηθούν από μια σειρά διαφορετικών φαινομένων. Τα καλύτερα δεδομένα παρατήρησης έδειξαν ότι οι αποστάσεις από ορισμένα από τα αντικείμενα ήταν υπερεκτιμημένες (πράγμα που οδήγησε σε υπερεκτίμηση των αστρικών μαζών τους).
Η εκπομπή φωτός από αυτούς τους γαλαξίες μπορεί να τροφοδοτηθεί από άλλες πηγές εκτός από τα αστέρια, όπως η συσσώρευση μαύρων τρυπών. Οι υποθέσεις σε μοντέλα ή προσομοιώσεις μπορούν επίσης να οδηγήσουν σε προκαταλήψεις στη συνολική μάζα των αστεριών σε αυτούς τους γαλαξίες.
Καθώς το JWST συνεχίζει την αποστολή του, θα βοηθήσει τους επιστήμονες να βελτιώσουν τα μοντέλα τους και να απαντήσουν σε μερικές από τις πιο θεμελιώδεις ερωτήσεις σχετικά με την κοσμική μας προέλευση. Θα πρέπει να ξεκλειδώσει ακόμη περισσότερα μυστικά για τις πρώτες μέρες του σύμπαντος, συμπεριλαμβανομένου του παζλ αυτών των φωτεινών, μακρινών γαλαξιών.
Κάντε εγγραφή στο ενημερωτικό μας δελτίο.