Observationer af universets første milliard år

Lange eksponeringer indsamler flere fotoner, og billeder gennem forskellige filtre måler lysstyrken i forskellige bølgelængdeområder. En lovende fjern galakse kan være synlig på billeder ved længere bølgelængder og ikke kunne detekteres på billeder ved kortere bølgelængder.

Dette kaldes Lyman-brud- eller båndslukningsmetoden. Ved meget høj rødforskydning dæmper brint undervejs lyset kraftigt ved kortere bølgelængder end den rødforskudte Lyman-alfa-bølgelængde, hvis oprindelige værdi er omkring 121,6 nanometer. Placeringen af dette fald hjælper med at estimere rødforskydningen.[3]

Støvede galakser i forgrunden, kølige objekter i nærheden, usædvanligt stærke emissionslinjer og støj kan efterligne dele af dette mønster. Derfor er fotometrisk rødforskydning et modelbaseret estimat, der ofte har flere konkurrerende løsninger.[3]

Lys fra forgrunden, detektorstøj og overlappende billeder af nærliggende kilder gør søgningen vanskeligere. Forskere måler baggrunden omhyggeligt og kontrollerer, om detektionen gentager sig i uafhængige eksponeringer.

Spektroskopi spreder lyset ud i en langt mere detaljeret sekvens af bølgelængder. Emissionslinjer, absorptionsdetaljer og formen på kontinuumbruddet gør det muligt at efterprøve kandidatens foreslåede rødforskydning.

Flere indbyrdes overensstemmende træk er særligt overbevisende. Et velmålt brud kan også bekræfte en stor rødforskydning, når der ikke er nogen stærke linjer; tidlige JADES-observationer viste dette i galakser med z > 10.[7]

Et enkelt svagt træk skal stadig vurderes omhyggeligt. Forskere undersøger alternative linjeidentifikationer, detektorartefakter, forgrundsforurening og om resten af spektret passer med den samme forklaring.

Beregnet ud fra sammenhængen for bølgelængdeforskydning med afrundede værdier. Dækning af bølgelængder garanterer ikke, at linjen er lysstærk nok til at blive opdaget.

Webbs NIRSpec dækker cirka 0,6–5,3 μm. Ved z = 10 ligger begge de synlige linjer ovenfor uden for dette interval. MIRI når længere bølgelængder, men følsomheden over for svage kilder og observationstiden begrænser stadig, hvad der kan måles.[5], [6]

Billedet afslører, hvor lyset kommer fra, mens spektret hjælper med at forklare, hvad der har skabt det. Ingen af delene beskriver alene alle komponenterne i en tidlig galakse.

Ved at kombinere disse observationer bliver det lettere at skelne mellem stjerner, støv, gas og mulige aktive sorte huller. Øvre grænser er også vigtige: Hvis støvstråling eller en spektrallinje ikke kan detekteres, sætter det grænser for, hvad der kan være der, afhængigt af observationens følsomhed.

Derfor supplerer felter uden gravitationslinser og linsefelter hinanden: De førstnævnte giver et enklere overblik over galaksepopulationen, mens de sidstnævnte kan afsløre detaljer, der ellers ikke er tilgængelige.

Lysstyrke er kun begyndelsen

Stjernemasse, alder og stjernedannelseshastighed estimeres ved at sammenligne det målte spektrum og farverne med modeller. Unge, massive stjerner kan udsende størstedelen af lyset, selvom de kun udgør en del af den samlede stjernemasse.

Støv, stjerneudvikling, dobbeltstjerner og den formodede fordeling af masser blandt nydannede stjerner – den oprindelige massefunktion, eller IMF – påvirker disse estimater. En stærk kilde til ultraviolet stråling er ikke nødvendigvis en usædvanligt massiv galakse.[11]

Numeriske simuleringer udført af Suno og kolleger viste, hvordan udbrud af stjernedannelse kan øge antallet af galakser, der er lysstærke i det ultraviolette område, uden at stjernemassen behøver at stige tilsvarende. Det er én af forklaringerne, der undersøges sammen med ændringer i stjernedannelseseffektiviteten og andre processer i galaksernes fysik.[12]

Reioniseringen foregik i separate områder, hvor stråling fra tidlige kilder ioniserede det omgivende brint. Forskere kombinerer flere typer data for at finde ud af, hvornår disse områder voksede, og hvordan de blev forbundet.

SKA-Low udvikles til at udføre mere følsomme målinger og i sidste ende kortlægge disse skiftende gasser. Den største udfordring er at skelne det meget svage kosmologiske signal fra den langt kraftigere radiostråling fra forgrundskilder og instrumentelle effekter.[23]

Den kosmiske mikrobølgebaggrund giver en yderligere begrænsning: spredning fra frie elektroner efterlader et samlet aftryk i dens polarisering. Det hjælper med at begrænse den samlede udviklingshistorie for ioniseringen, mens spektrene fra enkelte galakser gør det muligt at undersøge specifikke steder og perioder.[14]

Disse målinger bygger på processer, der er beskrevet i artiklen Reionisering: afslutningen på de mørke tidsaldre.

At nå tilbage til en tidligere epoke er et af målene. Det er mindst lige så værdifuldt at finde ud af, hvor godt de detekterede galakser afspejler hele deres population: hvilke objekter oversigten ikke opfanger, hvilke perioder med kraftig lysudsendelse den oftere registrerer, og hvor meget resultaterne varierer mellem forskellige områder af himlen.

Forskerne indsætter modellerede kilder i billederne og undersøger, hvilke af dem der kan detekteres med de anvendte metoder. De sammenligner også uafhængigt observerede områder af himlen og udvælgelsesmetoder. Disse kontroller gør det muligt at vurdere den faktiske population mere præcist ud fra kataloget over detekterede objekter.[3], [8]

Fremskridt opnås ved at fortolke alle observationsdata samlet: antallet af kilder, spektre, gassens tilstand og det omskiftelige miljø. Hver ekstra metode stiller større krav til rekonstruktionen af kosmos' tidlige historie og giver samtidig mere information.