Anleitung zur Suche nach hochrotverschobenen Galaxien – Teil 1

Galaxienentwicklung

In den vergangenen Jahren gab es immer wieder Pressemeldungen über Entdeckungen von Galaxien bei hoher Rotverschiebung (z~3-8; 0.6 bis 2.2 Milliarden Jahre nach dem Urknall). Neulich berichtete mein Bloggerkollege Andreas Müller über die Entdeckung eines Kandidaten bei Rotverschiebung z~8.

Aber wie finden Wissenschaftler Galaxien bei diesen hohen Rotverschiebungen, wo das Alter des Universums maximal einige, wenige Milliarden Jahre beträgt?

In den letzten 10 bis 15 Jahren sind mehrere Methoden entwickelt und verfeinert worden mit denen nach hochrotverschobenen Galaxien gesucht werden kann. In einigen meiner nächsten Blogbeiträgen werde ich verschiedene, gebräuchliche Methoden diskutieren. Heute möchte ich die bekannteste und meist angewendete Methode vorstellen – die so genannte Lyman-Break-Technik.

Lyman-Break-Technik
Mitte der 90er Jahre des vergangen Jahrhunderts gelang der Durchbruch eine Technik zu entwickeln mit denen hochrotverschobene Galaxien relativ einfach zu finden sind: die Lyman-Break-Technik. Galaxien die mit dieser Methode entdeckt werden nennen wir Astronomen Lyman-Break-Galaxien. Der Pionier dieser Technik ist Professor Chuck Steidel (Caltech, Pasadena, USA). Bemerkenswert ist, dass mehrere Doktorarbeiten unter ihm und basiered auf der Lyman-Break-Technik erstellt wurden, die sehr starken Einfluss auf die extragalaktische Astronomie ausüb(t)en.

Wie funktioniert nun diese Technik?
Dabei spielt das abgestrahlte Licht einer Galaxie im ultraviolettem Bereich die entscheidende Rolle. Bei allen Galaxien wird ihr abgestrahltes Licht durch interstellares und intergalaktisches Gas unterhalb von 91,2 Nanometer (nm) großenteils absorbiert. In der Physik ist diese Wellenlänge auch als Lyman-Limit bekannt. Desweiteren ist das Spektrum einer gewöhnlichen Galaxie (mit Sternentstehung) im UV mehr oder weniger "flach".

Aufgrund der Rotverschiebung wird nun das UV-Licht in den Bereich des Optischen und nahen Infraroten verschoben. Diese prominente Stufe in der Energieverteilung einer Galaxie bei 91,2 nm – auch als Lyman-Break bekannt – eignet sich hervorragend zur Suche nach vielversprechenden Kandidaten bei hoher Rotverschiebung. Mit Hilfe von drei Filtern, die fast lückenlos einen gewissen Bereich des Spektrums einer Galaxie abdecken, lässt sich nach dem Lyman-Break suchen. Es handelt sich um eine rein photometrische Technik.

Außer dem Lyman-Break bei 91,2 nm gibt es noch die so genannte Lyman-Alpha-Kante bei 121,6 nm. Bei dieser Wellenlänge liegt der energetisch niedrigste Übergang der Lyman-Serie des Wasserstoffatoms, die Lyman-Alpha-Linie, die mit als prominenteste entweder als Emissions- und/oder Absorptionslinie im Spektrum einer Galaxie zu sehen ist. Zwischen dem Lyman-Limit und der Lyman-Alpha-Kante wird das Licht von diskreten weiteren Übergängen der Lyman-Serie und von neutralem Gas innerhalb der Galaxie und zwischen den Galaxien absorbiert. Bei Rotverschiebungen ab ewa z~4 nimmt die Absorption der Strahlung der Galaxie durch das intergalaktische Gas unterhalb der Lyman-Alpha-Kante so stark zu, dass so gut wie kein Licht von der untersuchten Galaxien unter der Grenze von 121,6 nm den Beobachter auf der Erde erreicht und sorgt so dafür, dass die Lyman-Alpha-Kante den tatsächlichen Lyman-Break bei 91,2 nm "ersetzt". In diesem Zusammenhang ist es wichtig zu erwähnen, dass ab Rotverschiebungen z~5 die Lyman-Alpha-Kante als Lyman-Break verwendet wird und nicht das Lyman-Limit.

In diesem typisches Spektrum einer Galaxien bei hoher Rotverschiebung sind der Lyman-Break (Lyman-Kante) , die Lyman-Alpha-Kante (Lyman-Alpha-Stufe) und die prominente Lyman-Alpha-Linie zu sehen. (Quelle: SuW Grafik aus SuW-Sonderheft 'Junges Universum', März 2003)

Bei bodengebundenen Teleskopen deckt der ultraviolette Filter (u – UV Licht; zentrale Wellenlänge (zW) bei 357 nm) die kürzesten Wellenlängen ab. Darunter absorbiert die Erdatmosphäre höher energetische UV-Strahlung. Somit lohnt sich die Suche nach Lyman-Break-Galaxien erst ab einer Rotverschiebung von z~3 (2.2 Milliarden Jahre nach dem Urknall). Wenn man jetzt noch einen g (grünes Licht; bei zW ~483 nm) und r (rotes Licht; bei zW ~693 nm) Filter verwendet, kann nach Galaxien bei Rotverschiebung von etwa z~3 gesucht werden.

Vereinfachtes Beispiel: Drop-Out
Ist die Galaxie nun nicht im u  sondern im g und r Filter  zu sehen, dann handelt es sich um  einen guten Kandidat (u Band Drop-Out) für Rotverschiebung z~ 3. Ist sie nur im r Band zu sehen, dann könnte dieses Objekt (g Band Drop-Out) möglicherweise bei noch höherer Rotverschiebung (z~4) liegen.

Durchlassbereiche dreier Breitband-Filter, die zur Suche nach Galaxien mit Rotverschiebungen von etwa drei verwendet werden können. Als Bei.spiel ist das Spektrum einer Galaxie der Rotverschiebung z = 3 gezeigt, die bereits ältere Sterne enthält. Sie würde in den Aufnah.men durch die Filter g oder r zu erkennen sein, in der u-Aufnahme aber fehlen. Der Pionier der Lyman-Break-Galaxien verwendete das hier vorgestellte Filterset ugr um zunächst Galaxiuen bei z~3 zu finden.  (Quelle: SuW Grafik aus SuW-Sonderheft 'Junges Universum', März 2003)


In der obere Reihe ist ein so genannter U Band Drop-Out (bei z~3) zu sehen. Im UV Filter ist kein Licht von der beobachteten Galaxie zu sehen, jedoch im blauem, grünem und rotem Filter. In der unteren Reihe ist ein so genannter B Band Drop-Out (bei z~4) zu sehen, In diesem Fall ist sowohl im UV als auch im Blauem kein Fluss zu sehen, jedoch im Grünem und Rotem [1].

Das Beeindruckende an dieser Methode ist, dass alle Galaxien, die sich im Gesichtsfeld eines Teleskops in Kombination mit der zur Beobachtung verwendeten Kamera befinden, somit gleichzeitig auf hohe Rotverschiebung getestet werden können. Um Kandidaten zu finden sind zunächst nur Bilder des zur Verfügung stehenden Gesichtsfeldes – keine Spektroskopie – notwendig. Zum Beispiel am VLT bietet das Instrument  FORS1/2 (Kamera und Spektrograph im Optischen) dem Beobachter ein Gesichtsfeld von etwa 7×7 Bogenminuten.

Nachdem die Astronomen nun Kandidaten für hohe Rotverschiebung gefunden haben, steht nun der nächste Schritt an: die eindeutige Bestimmung der Rotverschiebung (Entfernung) mit Hilfe der Spektroskopie. Nur durch das Aufspüren von Emissions- bzw. Absorptionlinien im Spektrum einer Galaxie ist die Bestimmung der Rotverschiebung möglich.

Erfolgreiche Entdeckung von Lyman-Break-Galaxien bei z~5
Ein Beispiel für die erfolgreiche Eintdeckung von Lyman-Break-Galaxien bei Rotverschiebung z~5 (1.2 Milliarden Jahre nach dem Urknall) ist die Arbeit von den Astronomen Matt Lehnert (Observatorium Paris-Meudon) und Malcolm Bremer (Universität von Bristol) und ihrem Team.  Im VLT-FORS2 Gesichtsfeld fanden sie mit Hilfe der Lyman-Break-Technik – unter Verwendung der Lyman-Alpha-Kante und nicht des Lyman-Limits! – 13 Kandidaten. Mit spektroskopischen Beobachtungen konnten sie dann 6 Lyman-Break-Galaxien zwischen Rotverschiebungen z~4.8 – 5.8 erfolgreich bestätigen.

Diese mit dem VLT-FORS2 genommenen Aufnahmen zeigen die 6 Galaxien mit spektroskopischer Bestätigung der Rotverschiebung bei z~5. Die Farbbilder der 6 Galaxien setzen sich aus drei Filtern zusammen: blau = R Filter mit zentraler Wellenlänge (zW) bei 650 nm; grün = I Filter mit zW bei 780 nm; rot = z Filter mit zW bei 910 nm. Die Galaxien sind eher grünlich, da sie im R Filter nicht zu sehen sind: R band Drop-Out [2].

Mit VLT-FORS2 aufgenommenen Spektren der 6 sicher bestätigten Galaxien bei z~5. Der Pfeil zeigt die zur Identifzierung verwendete Lyman-Alpha-Linie bei 121,6 nm. Bei einigen Objekte ist nur die Lyman-Alpha-Linie zu sehen, aber nicht das Kontinuum der Energieverteilung [2].

Aktuelles Beispiel: Galaxie möglicherweise bei z~7,6
Mit der Lyman-Break-Methode machte ein Wissenschaftlerteam um L.D. Bradley (Johns Hopkins Universität, Balitmore, USA) die Entdeckung eines Kandidaten – A1689-zD1 – bei Rotverschiebung z~7,6, siehe Bericht von Bloggerkollege Andreas Müller darüber. Es ist aber wichtig zu betonen, dass diese Quelle im Moment 'nur' ein Kandidat ist. Der Grund liegt darin, dass noch die spektroskopische Bestätigung fehlt, die Bradley und sein Team jedoch so schnell wie möglich erbringen möchten. Erst dann wissen wir ob dieses astronomische Objekt tatsächlich bei z~7,6 liegt. So oder so werden die Nachfolgebeobachtungen einen weiteren Beitrag in kosmologs Wert sein.

Aufnahmen mit den Weltraumobservatorien Hubble Space Telescope (HST) und Spitzer vom z~7,6 Kandidaten A1689-zD1. Von g475 bis z850 sind optische Aufnahmen – gemacht mit der ACS Kamera (Advanced Camera for Surveys) an Bord des HST – zu sehen. In der Aufnahme 'Det' addierten die Wissenschaftler die Beobachtungen in allen vier optischen Filtern der ACS Kamera auf (20! Orbits, mehr als 12 Stunden Beobachtungszeit mit dem HST). Die Aufnahmen J110 und H160 stammen von der Nahinfrarotkamera NICMOS, ebenfalls an Bord des HST. In diesen beiden Bändern – mit zentralen Wellenlängen von 1100 und 1600 nm – ist der z~7,6 Kandidat deutlich zu sehen. Jedoch im Optischen ist absolut nichts zu sehen. Selbst in der ultratiefen 'Det' Aufnahme ist kein Anzeichen von Fluss von A1689-zD1 zu finden. Somit interpretieren die Forscher dieses Objekt als z Band Drop-Out. In den vier Aufnahmen mit IRAC an Bord von Spitzer bei höheren Wellenlängen im nahen Infraroten (3.6-8.0 Mikrometern = 3600-8000 nm) ist A1689-zD1 in den ersten beiden Bändern 3.6 und 4.5 zu sehen. Die Aufnahmen bei 5.8 und 8.0 sind nicht tief genug [3].

Es gibt noch weitere Techniken mit denen die Forscher Kandidaten für hohe Rotverschiebung finden können. Diese werden sicherlich Themen in einigen meiner nächsten Blogs sein. Bei zukünftigen Meldungen von neuen Kandidaten bei hoher Rotverschiebung werden die Forscher in den meisten Fällen die hier vorgestellte Lyman-Break-Technik verwendet haben. Abschließend möchte ich erwähnen, dass mit dieser Technik ganz gewöhnliche Galaxien im jungen Universum gefunden werden können. Aber auch die weltbekannten, weitentferntesten Quasare bei z~5-6 haben Astrophysiker mit dieser Technik aufgespürt.

Bis zum nächsten Blog,

Euer Helmut Dannerbauer

Quelle:

[1]: wissenschaftler Artikel von "H. Hildebrandt et al. 2005, A&A, 441, 905" auf astro-ph/0412375

[2]: ESO Press Release 24/03, 21. August 2003

[3]: wissenschaftlicher Artikel von "L.D. Bradley et al." auf astro-ph/0802.2506

Helmut Dannerbauer

Veröffentlicht von

Der promovierte Astrophysiker Helmut Dannerbauer – wissenschaftlicher Mitarbeiter am Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg – fokussiert sich in seinem Blog auf die Erforschung von Galaxien und deren Entwicklung im jungen Universum.

9 Kommentare

  1. Feedback

    Vielen Dank!

    Versprochen, es kommen noch mehr Beiträge über Methoden der extragalaktischen Astronomie.

  2. Eine Anregung

    Hallo Helmut,

    schade, dass wir uns am Wochenende nicht begegnen konnten. Du hast hier wirklich einen schönen Blick hinter die Kulissen abgeliefert – so sollen Blog posts sein 😉

    Vielleicht kannst Du dem astronomischen Laien den Unterschied zwischen Spektroskopie und Photometrie erklären? Hey, das riecht doch sehr nach einem neuen Blog post, oder?

    Kleine Frage unter Astronomen: Was hältst Du denn von der Galaxie, die seinerzeit bei z=10 entdeckt worden sein soll (Pello et al., A&A 416, L35, 2004)? Glaubwürdig?

    Beste Grüße,
    Andreas

  3. Vorschlag und “z=10 Galaxie”

    Hallo Andreas,

    Danke für dein Feedback!

    Guter Vorschlag von dir – ich werde auf alle Fälle in einem meiner nächsten Blogs über die Unterschiede zwischen Spektroskopie und Photometrie schreiben.

    Ich bezweifle stark, dass diese Galaxie bei z=10 liegt – möglicherweise könnte es sich bei diesem Objekt sogar um eine “spurious” (nicht echte) Detektion handeln. Zum Beispiel gibt es noch tiefere, photometrische Nachfolgebeobachtungen im nahen Infraroten im gleichen Band (H-Band) von Bremer et al. (2004, ApJL, 615, 1; astro-ph/0409485), in dem das Objekt nicht gesehen wird. Auch die Publikation von Lehnert et al. (2005, ApJL, 624, 80; astro-ph/0412432) kann nicht bestätigen, dass diese Galaxie tatsächlich bei z=10 liegt.

  4. hochrotverschobene Galaxien

    Hut ab!
    Diese Messungen zwischen 0,48 und 8,0 um halte ich für revolutionär.
    Haben alle 11 Foto-Kästchen dieselbe Winkelausdehnung, ich glaube 5″x5″?
    Es ist frappant, dass eine Galaxie ca. 500 Mio a vom Urknall entfernt, im IR, trotz grav. “lensing”, so groß und hell erscheint
    Gibt es Daten über die abs. Helligkeit zwischen 3,6…4,5 um?

  5. Absolute Magnituden von A168-zD1

    Lieber Herr Wäscher,

    Alle Föto-Kästchen haben die gleiche Winkelauflösung von 5″x5″. Dies entspricht bei einer Rotverschiebung von z~7,6 einer physikalischen Größe von 25.5kpcx25.5kpc – ohne Lensing.

    Der Vergrößerungsfaktor durch das Lensing ist 9,3. Die tatsächliche Magnitude von A1689-zD1 (bereinigt mit dem Vergrößerungsfaktor) beträgt bei 3,6 Mikrometer 26,6 mag und bei 4,5 Mikrometer 26,3 mag (im AB-System). Bei einer Rotverschiebung von z~7,6 beobachten wir in den beiden Bändern tatsächlich bei 420 und 520 Nanometern – also im Optischen. Die absolute Magnitude von A1689-zD1 ist demzufolge -22,8 mag bzw. -23,1 mag. Bei 3,6 und 4,5 Mikrometer möchte ich darauf
    hinweisen, dass das Objekt nicht aufgelöst ist. Bei 3,6 beträgt die Auflösung 1,2″ und bei 4,5 sogar 1,5″.

  6. Magnituden von A168-zD1

    Lieber Dr. Dannerbauer,
    vielen Dank für Ihre ergänzenden Angaben, die mich gleich ermuntert haben, den O-Artikel von Bradley et al. zu lesen.
    Lang hat’s gedauert bis ich das AB-System identifizieren konnte: Im NED Level 5-Lexikon fand ich endlich die exakte Angabe dazu: Für ein beliebiges Bandpassfilter gilt m_AB = 0 bei 3631 Jy
    (1 Jy = 10^-26 W m^-1 Hz^-1);
    dann ist m_AB = -2,5xlog f_nü – 56,1.

    Wenn jetzt die m’s im UV
    J1100/8,6 = 128 nm ->m_AB=27,7 (obs.25,3)
    H1600/8,6 = 186 nm ->m_AB=27,1 (obs.24,7)
    und im VIS
    3,6um/8,6 = 418 nm ->m_AB=26,6 (obs.24,2)
    4,5um/8,6 = 523 nm ->m_AB=26,3 (obs.23,9)
    sich um max. 1,4 m unterscheiden, so heisst das doch, dass in der betreffenden Galaxie die integrale Intensität der alten, sonnenähnlichen Sterne ca. 1,4×2,5 =3,5-fach größer ist als die der jungen UV-Sterne. Das spricht doch viel eher für eine normale, alte Galaxie als eine junge, nahe am Urknall liegende. Wie der Autor hieraus ein mittleres Sternalter von nur 45-320 Myr ableitet, leuchtet mir nicht ein.
    Mit besten Grüßen
    Th. Wäscher

  7. Korrektur

    Pardon – gleich zwei Fehler:
    a.) 1 Jy ist natürlich die Strahlungsleistung pro Quadratmeter (und nicht Meter) und Hz.
    b.) delta m = -1,4 ist natürlich das 10^(-1,4/-2,512) = 3,61-fache und nicht das 3,5 fache in der Intensität (in Strahlungsrichtung)

  8. Alter einer Galaxie

    Lieber Herr Wäscher,

    in einen der nächsten Blogs werde ich genauer das Thema “Bestimmung des Alters einer Galaxie” diskutieren. Darin werde ich dann auch eine Antwort auf ihre Fragen gebe.

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