Crédit d'image: ESO
Une équipe d'astronomes basée à Hawaï a découvert une galaxie éloignée à 12,8 milliards d'années-lumière qui nous montre à quoi ressemblait l'Univers alors qu'il n'avait que 900 millions d'années. Ils ont trouvé la galaxie en utilisant une caméra spéciale installée sur le télescope Canada-France-Hawaï qui recherche des objets éloignés dans une fréquence de lumière très spécifique. En découvrant cette galaxie, située dans la constellation de Cetus, tout près de l'étoile Mira, l'équipe a développé une nouvelle méthodologie pour découvrir des objets éloignés qui devrait aider les futurs observateurs à regarder encore plus loin dans le passé.
Avec des télescopes et des instruments améliorés, il est devenu possible d’observer des galaxies extrêmement éloignées et faibles qui étaient jusqu’à récemment les rêves des astronomes.
Un tel objet a été trouvé par une équipe d'astronomes [2] avec une caméra grand champ installée au télescope Canada-France-Hawaï à Mauna Kea (Hawaï, États-Unis) lors d'une recherche de galaxies extrêmement éloignées. Désigné «z6VDF J022803-041618», il a été détecté en raison de sa couleur inhabituelle, visible uniquement sur les images obtenues grâce à un filtre optique spécial isolant la lumière dans une étroite bande proche infrarouge.
Un spectre de suivi de cet objet avec l'instrument multimode FORS2 au très grand télescope ESO (VLT) a confirmé qu'il s'agit d'une galaxie très éloignée (le décalage vers le rouge est de 6,17 [3]). Il est vu tel qu'il était lorsque l'Univers n'avait que 900 millions d'années.
z6VDF J022803-041618 est l'une des galaxies les plus éloignées pour lesquelles des spectres ont été obtenus jusqu'à présent. Fait intéressant, il a été découvert à cause de la lumière émise par ses étoiles massives et non, comme prévu à l'origine, par l'émission d'hydrogène gazeux.
Une brève histoire du début de l'Univers
La plupart des scientifiques s'accordent à dire que l'Univers émanait d'un état initial chaud et extrêmement dense lors d'un Big Bang. Les dernières observations indiquent que cet événement crucial s'est produit il y a environ 13 700 millions d'années.
Au cours des premières minutes, d'énormes quantités d'hydrogène et d'hélium avec des protons et des neutrons ont été produites. Il y avait aussi beaucoup d'électrons libres et à l'époque suivante, les nombreux photons ont été dispersés à partir de ceux-ci et des noyaux atomiques. À ce stade, l'Univers était complètement opaque.
Après environ 100 000 ans, l'Univers s'était refroidi à quelques milliers de degrés et les noyaux et les électrons se combinaient maintenant pour former des atomes. Les photons n'étaient alors plus dispersés et l'Univers est soudainement devenu transparent. Les cosmologistes appellent ce moment «l'époque de la recombinaison». Le rayonnement de fond micro-ondes que nous observons maintenant de toutes les directions dépeint l'état de grande uniformité dans l'Univers à cette époque lointaine.
Dans la phase suivante, les atomes primitifs - dont plus de 99% étaient de l'hydrogène et de l'hélium - se sont déplacés ensemble et ont commencé à former d'énormes nuages d'où les étoiles et les galaxies ont émergé plus tard. La première génération d'étoiles et, un peu plus tard, les premières galaxies et quasars [4], ont produit un rayonnement ultraviolet intensif. Ce rayonnement n'a cependant pas voyagé très loin, malgré le fait que l'Univers était devenu transparent il y a longtemps. En effet, les photons ultraviolets (à courte longueur d'onde) seraient immédiatement absorbés par les atomes d'hydrogène, "frappant" les électrons de ces atomes, tandis que les photons à plus longue longueur d'onde pourraient voyager beaucoup plus loin. Le gaz intergalactique est ainsi redevenu ionisé dans des sphères en croissance constante autour des sources ionisantes.
À un moment donné, ces sphères étaient devenues si grandes qu'elles se chevauchaient complètement; c'est ce qu'on appelle «l'époque de la réionisation». Jusque-là, le rayonnement ultraviolet était absorbé par les atomes, mais l'Univers devenait désormais également transparent à ce rayonnement. Avant, la lumière ultraviolette de ces premières étoiles et galaxies ne pouvait pas être vue sur de grandes distances, mais maintenant l'Univers semblait soudainement plein d'objets brillants. C'est pour cette raison que l'intervalle de temps entre les époques de «recombinaison» et de «réionisation» est appelé «âge des ténèbres».
Quand a eu lieu la fin du «Dark Ages»?
L'époque exacte de la réionisation est un sujet de débat actif parmi les astronomes, mais les résultats récents des observations au sol et dans l'espace indiquent que «l'âge des ténèbres» a duré quelques centaines de millions d'années. Divers programmes de recherche sont actuellement en cours pour tenter de mieux déterminer le moment où ces premiers événements se sont produits. Pour cela, il est nécessaire de trouver et d'étudier en détail les objets les plus anciens et donc les plus éloignés de l'Univers - et c'est un effort d'observation très exigeant.
La lumière est atténuée par le carré de la distance et plus nous regardons dans l'espace pour observer un objet - et donc plus nous remontons dans le temps - plus il apparaît faible. En même temps, sa faible lumière est déplacée vers la région rouge du spectre en raison de l'expansion de l'Univers - plus la distance est grande, plus le décalage vers le rouge observé est grand [3].
La ligne d'émission Lyman-alpha
Avec les télescopes au sol, les limites de détection les plus faibles sont atteintes par des observations dans la partie visible du spectre. La détection d'objets très éloignés nécessite donc l'observation de signatures spectrales ultraviolettes décalées vers le rouge dans le visible. Normalement, les astronomes utilisent pour cela la raie d'émission spectrale Lyman-alpha décalée vers le rouge avec une longueur d'onde de repos de 121,6 nm; il correspond aux photons émis par les atomes d'hydrogène lorsqu'ils passent d'un état excité à leur état fondamental.
Une façon évidente de rechercher les galaxies les plus éloignées est donc de rechercher l'émission de Lyman-alpha aux longueurs d'onde les plus rouges (les plus longues) possibles. Plus la longueur d'onde de la ligne Lyman-alpha observée est longue, plus le décalage vers le rouge et la distance sont grands, et plus tôt est l'époque à laquelle nous voyons la galaxie et plus nous nous rapprochons du moment qui a marqué la fin de l '«âge sombre» ".
Les détecteurs CCD utilisés dans les instruments astronomiques (ainsi que dans les appareils photo numériques commerciaux) sont sensibles à la lumière de longueurs d'onde allant jusqu'à environ 1000 nm (1 µm), c'est-à-dire dans la région spectrale très proche infrarouge, au-delà de la lumière la plus rouge qui puisse être perçu par l'œil humain à environ 700-750 nm.
Le ciel nocturne proche infrarouge lumineux
Il y a cependant un autre problème pour ce genre de travail. La recherche d'une faible émission de Lyman-alpha à partir de galaxies éloignées est compliquée par le fait que l'atmosphère terrestre - à travers laquelle tous les télescopes au sol doivent regarder - émet également de la lumière. Cela est particulièrement vrai dans la partie rouge et proche infrarouge du spectre où des centaines de raies d'émission discrètes proviennent de la molécule hydroxyle (le radical OH) qui est présente dans la haute atmosphère terrestre à une altitude d'environ 80 km (voir PR Photo 13a / 03).
Cette forte émission que les astronomes appellent le «fond de ciel» est responsable de la limite de faiblesse à laquelle les objets célestes peuvent être détectés avec des télescopes au sol à des longueurs d'onde proche infrarouge. Cependant, il existe heureusement des intervalles spectraux de «fond OH bas» où ces raies d'émission sont beaucoup plus faibles, permettant ainsi une limite de détection plus faible à partir des observations au sol. Deux de ces «fenêtres de ciel sombre» sont évidentes dans la photo PR 13a / 03 près des longueurs d'onde de 820 et 920 nm.
Compte tenu de ces aspects, une façon prometteuse de rechercher efficacement les galaxies les plus éloignées est donc d'observer à des longueurs d'onde proches de 920 nm au moyen d'un filtre optique à bande étroite. L'adaptation de la largeur spectrale de ce filtre à environ 10 nm permet de détecter autant de lumière des objets célestes que possible lorsqu'elle est émise dans une ligne spectrale correspondant au filtre, tout en minimisant l'influence néfaste de l'émission du ciel.
En d'autres termes, avec un maximum de lumière collectée sur les objets distants et un minimum de lumière dérangeante de l'atmosphère terrestre, les chances de détecter ces objets distants sont optimales. Les astronomes parlent de "maximiser le contraste" des objets montrant des raies d'émission à cette longueur d'onde.
Le programme de recherche du CFHT
Sur la base des considérations ci-dessus, une équipe internationale d'astronomes [2] a installé un filtre optique à bande étroite centré sur la longueur d'onde proche infrarouge 920 nm sur l'instrument CFH12K au télescope Canada-France-Hawaï sur Mauna Kea (Hawaï, États-Unis) pour rechercher des galaxies extrêmement éloignées. La CFH12K est une caméra grand champ utilisée au centre du CFHT, offrant un champ de vision d'env. 30 x 40 arcmin2, un peu plus gros que la pleine lune [5].
En comparant des images du même champ de ciel prises à travers différents filtres, les astronomes ont pu identifier des objets qui paraissent relativement «brillants» dans l'image NB920 et «pâles» (ou même pas visibles) dans les images correspondantes obtenues à travers les autres filtres . Un exemple frappant est illustré dans la photo PR 13b / 03 - l'objet au centre est bien visible dans l'image à 920 nm, mais pas du tout dans les autres images.
L'explication la plus probable pour un objet avec une couleur aussi inhabituelle est qu'il s'agit d'une galaxie très éloignée pour laquelle la longueur d'onde observée de la forte ligne d'émission Lyman-alpha est proche de 920 nm, en raison du décalage vers le rouge. Toute lumière émise par la galaxie à des longueurs d'onde plus courtes que Lyman-alpha est fortement absorbée par l'hydrogène gazeux interstellaire et intergalactique; c'est la raison pour laquelle l'objet n'est pas visible dans tous les autres filtres.
Le spectre VLT
Afin d'apprendre la vraie nature de cet objet, il est nécessaire d'effectuer un suivi spectroscopique, en observant son spectre. Cela a été accompli avec l'instrument multimode FORS 2 du télescope VLT YEPUN de 8,2 m de l'ESO Paranal Observatory. Cette installation offre une combinaison parfaite de résolution spectrale modérée et de sensibilité élevée dans le rouge pour ce type d'observation très exigeante. Le spectre résultant (faible) est montré dans la photo PR 13c / 03.
La PR Photo 13d / 03 montre un tracé du spectre final («nettoyé») de l'objet après extraction de l'image montrée dans la PR Photo 13c / 03. Une large ligne d'émission est clairement détectée (à gauche du centre; agrandie dans l'insert). Il est asymétrique, déprimé sur son côté bleu (gauche). Ceci, combiné avec le fait qu'aucune lumière continue n'est détectée à gauche de la ligne, est une signature spectrale claire de la ligne Lyman-alpha: les photons "plus bleus" que Lyman-alpha sont fortement absorbés par le gaz présent dans la galaxie elle-même , et dans le milieu intergalactique le long de la ligne de visée entre la Terre et l'objet.
Les observations spectroscopiques ont donc permis aux astronomes d'identifier sans ambiguïté cette raie comme Lyman-alpha, et donc de confirmer la grande distance (high redshift) de cet objet particulier. Le décalage vers le rouge mesuré est de 6,17, faisant de cet objet l'une des galaxies les plus éloignées jamais détectées. Il a reçu la désignation «z6VDF J022803-041618» - la première partie de ce nom quelque peu difficile à manier fait référence au levé et la seconde indique la position de cette galaxie dans le ciel.
Starlight dans les premiers univers
Cependant, ces observations ne sont pas venues sans surprise! Les astronomes avaient espéré (et s'attendaient) à détecter la raie Lyman-alpha de l'objet au centre de la fenêtre spectrale de 920 nm. Cependant, bien que la ligne Lyman-alpha ait été trouvée, elle était positionnée à une longueur d'onde un peu plus courte.
Ainsi, ce n'est pas l'émission Lyman-alpha qui a rendu cette galaxie «brillante» dans l'image à bande étroite (NB920), mais l'émission «continuum» à des longueurs d'onde plus longues que celle de Lyman-alpha. Ce rayonnement est très faiblement visible sous forme de ligne horizontale diffuse dans la photo PR 13c / 03.
Une conséquence est que le redshift mesuré de 6,17 est inférieur au redshift initialement prévu d'environ 6,5. Un autre est que le z6VDF J022803-041618 a été détecté par la lumière de ses étoiles massives (le «continuum») et non par l'émission d'hydrogène gazeux (la ligne Lyman-alpha).
Cette conclusion intéressante est particulièrement intéressante car elle montre qu'il est en principe possible de détecter des galaxies à cette distance énorme sans avoir à s'appuyer sur la raie d'émission Lyman-alpha, qui peut ne pas toujours être présente dans les spectres des galaxies lointaines. Cela fournira aux astronomes une image plus complète de la population de galaxies dans l'Univers primitif.
De plus, l'observation de plus en plus de ces galaxies lointaines permettra de mieux comprendre l'état d'ionisation de l'Univers à cet âge: la lumière ultraviolette émise par ces galaxies ne devrait pas nous atteindre dans un Univers «neutre», c'est-à-dire avant la réionisation. . La recherche de plus de galaxies de ce type est maintenant en cours pour clarifier comment la transition de l'âge des ténèbres s'est produite!
Source d'origine: communiqué de presse de l'ESO
