Χρησιμοποιώντας φασματικές γραμμές στο υπέρυθρο για την αποκάλυψη των μυστηρίων της εξέλιξης των γαλαξιών

Οι φασματικές γραμμές  υπέρυθρης ακτινοβολίας (FSL) είναι βασικά εργαλεία για τη μελέτη του σχηματισμού και της εξέλιξης των γαλαξιών, ιδιαίτερα σε υψηλές μετατοπίσεις προς το ερυθρό. Αυτές οι γραμμές, που προκύπτουν από την αποδιέγερση ατόμων που διεγείρονται από συγκρούσεις, όπως ο άνθρακας, το άζωτο και το οξυγόνο, είναι πολύ φωτεινές και ανιχνεύουν τον εμπλουτισμό σε μέταλλα και τις φυσικές συνθήκες του μεσοαστρικού μέσου (ISM). Οι FSL έχουν χρησιμοποιηθεί για: ;

  • Μέτρηση της εσωτερικής δυναμικής μακρινών γαλαξιών
  • Έλεγχος θεωριών που σχετίζονται με την ταυτόχρονη εξέλιξης μελανών οπών και γαλαξιών που τις φιλοξενούν και την παρουσία εκροών αερίου.
  • Ανίχνευση των ιδιοτήτων του διαγαλαξιακού μέσου (ISM) κατά τις πρώτες στιγμές του Σύμπανος, επιβεβαιώνοντας τον πρώιμο εμπλουτισμό του σε μέταλλα. 

Σε μία πρόσφατη εργασία με τίτλο “Infrared fine-structure lines at high redshift”, η οποία δημοσιεύτηκε στο περιοδικό Astronomy & Astrophysics Reviews (A&ARv; by Springer Nature; ),  από τους Dr. Decarli (INAF) και Dr. Diaz-Santos (IA-ΙΤΕ) παρουσιάζονται οι τελευταίες εξελίξεις σχετικά με την έρευνα για την εξέλιξη των γαλαξιών, χρησιμοποιώντας αυτές τις γραμμές εκπομπής ως ισχυρά διαγνωστικά εργαλεία. Η εργασία συγκέντρωσε όλες τις μετρήσεις φασματικών γραμμών που ήταν διαθέσιμες σε δημοσιεύσεις με κριτές μέχρι το τέλος του 2024 και παρέχε μια κριτική περιγραφή, συμπεριλαμβανομένων των τελευταίων ευρημάτων που αναφέρθηκαν στη βιβλιογραφία. . 

Σχήμα 1: Σωρευτική κατανομή γαλαξιών z > 1 που παρατηρήθηκαν σε γραμμές λεπτής δομής ως συνάρτηση του έτους δημοσίευσης, με και με διαφορετικό χρώμα ανά γραμμή εκπομπής. Πάνω από 600 μεμονωμένοι γαλαξίες σε z > 1 έχουν παρατηρηθεί σε τουλάχιστον μία IR FSL. 

 

Οι συγγραφείς ατέληξαν στο συμπέρασμα ότι η χρήση των FSL έχει σημειώσει ραγδαία πρόοδο, ειδικά στον τομέα του μακρινού υπέρυθρου (FIR). Η εντυπωσιακή πρόοδος στην ευαισθησία που προσφέρει το ALMA, σε συνδυασμό με τις βελτιωμένες δυνατότητες του NOrthern Extended Millimeter Array (NOEMA) και του Jansky Very Large Array (JVLA), επέτρεψε στους επιστήμονες να παρατηρήσουν όχι μόνο γαλαξίες εξαιρετικά φωτεινούς στο υπέρυθρο αλλά και πιο «κανονικές» κατηγορίες γαλαξιών, παρέχοντας μια πανοραμική εικόνα για το πώς οι τυπικοί γαλαξίες έχουν εξελίξει το ISM τους τα τελευταία δισεκατομύρια χρόνια. 

Οι παρατηρήσεις των FSL παρέχουν χρήσιμους περιορισμούς στις ιδιότητες της μεσοαστρικής ύλης μακρινών γαλαξιών, επιτρέποντας την εκτίμηση της μάζας των αερίων, του ρυθμού σχηματισμού αστέρων (SFR) και της εσωτερικής δυναμικής τους. Τα βασικά ευρήματα περιλαμβάνουν την παρουσία «χαμηλών λόγων έντασης γραμμών» (όπως η αυτό του [CII]/LFIR) σε γαλαξίες με υψηλή δραστηριότητα, όπου η θέση και η κλίση αυτών των τάσεων επηρεάζονται από την επιλογή των δειγμάτων γαλαξιών που χρησιμοποιούνται, αλλά τελικά καθορίζονται από υποκείμενες φυσικές διεργασίες, όπως η πυκνότητα του αερίου και την ένταση του πεδίου ακτινοβολίας των άστρων. 

Σχήμα 2: Ο λόγος της φωτεινότητας της γραμμής εκπομπής προς το συνεχές FIR για τον κατάλογο FSL που συντάχθηκε για την παρούσα εργασία ως συνάρτηση της φωτεινότητας FIR των πηγών (διορθωμένη για μεγέθυνση) απεικονίζονται ως σημεία. Τα περιγράμματα αντιπροσωπεύουν τη θέση στον χώρο των παραμέτρων όπου βρίσκονται οι κοντινοί γαλαξίες, οι γαλαξίες με έντονο σχηματισμό άστρων, καθώς και οι φωτινοί υπέρυθροι γαλαξίες. Παρατηρείται  μια γενική τάση για όλες τις γραμμές IR να έχουν σχετικά χαμηλότερους λόγους έντασης γραμμής προς LFIR καθώς αυξάνεται η φωτεινότητα  των γαλαξιών στο FIR. Οι πιο χαμηλοί λόγοι  παρατηρούνται στη γραμμή [O III] 88 μm, όπου βλέπουμε μια πτώση τριών τάξεων μεγέθους στην αναλογία γραμμής προς FIR σε σχεδόν τέσσερις τάξεις μεγέθους στη φωτεινότητα FIR, υποδηλώνοντας ότι η εκπομπή γραμμής έχει φτάσει σε ένα πλατό. Οι γραμμές [C II] 158 μm και [N II] 205 μm παρουσιάζουν μείωση στο λόγο σε περίπου δύο τάξεις μεγέθους σε τέσσερις τάξεις μεγέθους στο LFIR, παρόμοιο με αυτό που παρατηρείται στις δύο μεταβάσεις του ουδέτερου άνθρακα, [C I] 370 μm και 609 μm. Οι υπόλοιπες γραμμές παρουσιάζουν επίσης χαμηλούς λόγους, αν και μικρότερους και όχι τόσο σημαντικούς.

 

Το μέλλον αυτού του ερευνητικού πεδίου βασίζεται στη συνέργεια μεταξύ των υφιστάμενων μεγάλων τηλεσκοπίων (ALMA, NOEMA, JWST κ.λπ.) καθώς και των οργάνων επόμενης γενιάς. Το JWST συμπληρώνει τις παρατηρήσεις FIR παρέχοντας παρατηρήσεις στο οπτικό φάσμα εκπομπής μακρινών γαλαξιών, ενώ το μελλοντικό διαστημικό τηλεσκόπιο PRIMA στοχεύει να καλύψει ένα κρίσιμο κενό στην κάλυψη μεταξύ ~25 και 250 μm. Οι μακροπρόθεσμοι στόχοι περιλαμβάνουν μια σημαντική αναβάθμιση του ALMA (π.χ. αύξηση της συνολικής επιφάνειας κατά ~3 φορές) και την ανάπτυξη του ngVLA για τη σημαντική βελτίωση της ευαισθησίας τους αλλά και της γωνιακής διακρικτικής ικανόντητας. Αυτό θα επιτρέψει στους αστρονόμους να διερευνήσουν ακόμη μικρότερα μήκη κύματος εκπομπής (λ < 50 μm) σε z > 6, ανοίγοντας το δρόμο για λεπτομερείς μετρήσεις της μεταλλικότητας, της πυκνότητας και του βαθμού ιονισμού του αερίου στους γαλαξίες του μακρινού σύμπαντος.

Άρθρο: R. Decarli and T. Diaz-Santos. “Infrared fine-structure lines at high redshift.”, 2025, A&ARv, 33, 4.