A csillagászatban ritkán fordul elő, hogy egyetlen műszer képes teljesen átírni a tankönyveket, de a James Webb űrteleszkóp (JWST) pontosan ezt teszi. Ez nem csak egy távcső, hanem egy időgép, ami egészen az univerzum hajnaláig repít vissza minket, a kozmikus sötét kor szélére. Ha valaha is érdekelt, hogyan jött létre az első csillagfény, és miért volt a világegyetem évmilliárdokig sötét, akkor most érdemes velünk tartanod, mert a Webb-adatok olyan részleteket mutatnak, amikről a Hubble csak álmodhatott. Készülj fel, mert a kozmológia legmélyebb titkaiba fogunk betekinteni, és megnézzük, miért kell baromi hidegnek lennie a Webbnek ahhoz, hogy lássa az első galaxisok pislákoló fényét.
A kozmikus sötét kor és az újraionizáció
Gondolj bele, mi történt közvetlenül az ősrobbanás után. Miután a világegyetem kitágult és lehűlt, körülbelül 380 000 évvel az esemény után az elektronok és protonok egyesültek, semleges hidrogénatomokat hozva létre. Ekkor szétvált az anyag és a sugárzás, ami ma a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásként (CMB) mérhető. A CMB után az univerzum gyakorlatilag sötétbe borult.
Ez volt az úgynevezett kozmikus sötét kor, ami több száz millió évig tartott. Nem azért volt sötét, mert nem volt anyag, hanem mert nem volt még csillag, ami fényt bocsátott volna ki. A semleges hidrogén egy sűrű, ködös fátyolként töltötte be a teret, elnyelve minden potenciális fényt.
A sötét kor végét az újraionizáció korszaka jelentette. Ez az az időszak, amikor az első, monumentális méretű csillagok (Pop III. csillagok) és galaxisok beindultak, és olyan erős ultraibolya sugárzást kezdtek kibocsátani, ami elkezdte szétválasztani a semleges hidrogénatomokat protonokra és elektronokra. Ez a folyamat, ami lassan, buborékokban terjedt, kitisztította az univerzumot, és lehetővé tette, hogy a fény szabadon utazzon a mai napig. A Webb fő küldetése, hogy pontosan ezeket a buborékokat, az újraionizációt elindító első galaxisokat találja meg.
Az infravörös látás ereje
Felmerülhet benned a kérdés: ha ezek a galaxisok több mint 13 milliárd évvel ezelőtt sugározták a fényüket, miért van szükségünk infravörös teleszkópra, és miért nem elég egy sima optikai távcső? A válasz az univerzum tágulásában rejlik, amit vöröseltolódásnak (redshift) nevezünk.
Ahogy a fény elindul az első galaxisoktól, a világegyetem tágulása közben a fény hullámhossza megnyúlik. Ami eredetileg rövid hullámhosszú, nagy energiájú, látható (vagy ultraibolya) fény volt, az a földi megfigyelőhöz már hosszú hullámhosszú, alacsony energiájú infravörös sugárzásként érkezik. Minél messzebbre tekintünk vissza az időben (minél nagyobb a vöröseltolódás, z), annál jobban eltolódik a fény az infravörös tartományba.
A Webb ezért van felszerelve olyan eszközökkel, mint a NIRCam (Near-Infrared Camera) és a MIRI (Mid-Infrared Instrument), amelyek a 0,6 és 28 mikrométer közötti hullámhosszakat képesek észlelni. Ezek nélkül a berendezések nélkül a legkorábbi galaxisok fényét egyszerűen nem tudnánk regisztrálni, mert túlságosan eltolódtak.
Azonban az infravörös észlelésnek van egy kritikus feltétele: a teleszkópnak hihetetlenül hidegnek kell lennie. Mivel minden meleg test infravörös sugárzást bocsát ki (te magad is!), ha a Webb túl meleg lenne, a saját hője elnyelné az ősi galaxisok halvány jelét. A NIRCam -234 Celsius-fokon működik, de a MIRI-nek még hidegebbnek, -266 fokosnak kell lennie, amit egy rendkívül komplex, krio-hűtő rendszer biztosít.
A Webb technológiai háttere: Tükrök és árnyékolás
A Webb teleszkóp igazi mérnöki csoda, amelynek sikere a két kulcselemen múlik: az óriási tükrön és a hővédő pajzson. A Webb főtükre 6,5 méter átmérőjű, ami sokkal nagyobb, mint a Hubble 2,4 méteres tükre. Ez a méret teszi lehetővé, hogy a távoli, halvány objektumokról elegendő fényt gyűjtsön össze.
A tükör nem egy darab, hanem 18 különálló, hatszögletű berillium szegmensből áll. A berillium könnyű, de erős anyag. Mindegyik szegmens felületét egy vékony aranyréteggel vonták be, mert az arany kiválóan visszaveri az infravörös fényt. Ráadásul ezeket a szegmenseket a Földről vezérelhető aktuátorok mozgatják, biztosítva, hogy a tükör folyamatosan tökéletes fókuszban legyen, 25 nanométeres pontossággal.
A másik elengedhetetlen technológia az ötrétegű hővédő pajzs. Ez a pajzs teniszpálya méretű, és öt hajszálvékony Kapton rétegből áll. A pajzs feladata, hogy a teleszkóp egyik oldalát folyamatosan megvédje a Nap, a Föld és a Hold hőjétől, miközben a másik, műszeres oldalon a már említett rendkívül alacsony hőmérsékletet tartja.
A Webb a Földtől 1,5 millió kilométerre, a Nap-Föld rendszer L2 Lagrange-pontjában kering. Ez a stabil pozíció ideális a megfigyelésekhez, mivel a Föld és a Nap ugyanabban az irányban marad, lehetővé téve, hogy a pajzs folyamatosan árnyékolja a távcsövet. Ez a pozíció azonban azt is jelenti, hogy a Webb távol van tőlünk, és ha bármi elromlik, nem lehet megjavítani.
Az első galaxisok: Mit láttunk eddig?
A Webb által gyűjtött adatok már most forradalmasítják a kozmológiát. A várakozásokkal ellentétben, az első galaxisok nem apró, gyér szerkezetek, hanem sokkal nagyobbak, fényesebbek és fejlettebbek, mint amit a standard kozmológiai modellek megjósoltak.
A JWST-nek köszönhetően már számos galaxist sikerült azonosítani a z=10 feletti vöröseltolódás tartományban, ami azt jelenti, hogy 13,4 milliárd évvel ezelőtt keletkezett fényüket látjuk. Az egyik legkorábbi, megerősített galaxis, a JADES-GS-z13-0 például mindössze 330 millió évvel az ősrobbanás után létezett. Az is kiderült, hogy ezek a fiatal galaxisok már meglepően sok nehezebb elemet (nem csak hidrogént és héliumot) tartalmaznak, ami azt jelenti, hogy az első csillaggenerációk rendkívül gyorsan lezajlottak.
Ezek a felfedezések komoly fejtörést okoznak az elméleti asztrofizikusoknak, hiszen kevesebb idő állt rendelkezésre az ilyen fejlett struktúrák kialakulására. Ez arra utalhat, hogy az univerzum korai fejlődése sokkal gyorsabb volt, vagy hogy az első csillagok képződése sokkal hatékonyabb volt, mint hittük. A Webb következő lépése a spektroszkópia, amivel elemezni tudjuk a galaxisok pontos kémiai összetételét és mozgását. Ez az adat lesz az, ami végleg eldönti, hogyan ér véget a kozmikus sötét kor.
