Hvad Lyman-alfa fortæller astronomer

Brintens fingeraftryk

Neutral brint — én proton, én elektron — vekselvirker meget stærkt med lys ved én fjern-ultraviolet bølgelængde, 1216 ångström (121,6 nanometer). Det er nøjagtig den energi, der kræves til springet mellem elektronens laveste bane og den næste bane derover. Giv atomet en foton med den energi, og elektronen klatrer opad; lad den falde tilbage, og en foton med samme energi sendes ud. Denne ene overgang, taget i begge retninger, er Lyman-alfa-linjen — og de to retninger er hele historien nedenfor: emission, når lyset kommer ud, absorption, når det tages væk.

Lyman-alfa-emission

Overalt hvor brint ioniseres — dens elektron rives væk, som det sker omkring hede unge stjerner eller den voldsomme kerne i en aktiv galakse — og derefter rekombinerer, kaskaderer den vendende elektron nedad gennem sine baner og passerer ofte gennem Lyman-alfa-trinnet, hvilket frigiver en foton på 1216 ångström. Nok af den slags gas gløder synligt ved den bølgelængde. I en fjern galakse, der er travlt optaget af at danne stjerner, kan Lyman-alfa være den klart klareste linje i spektret, hvilket gør den til en arbejdshest til at finde og bekræfte galakser i det tidlige univers: fang den ene klare linje, mål hvor meget det ekspanderende univers har strakt den, og du har galaksens rødforskydning — og dermed en grov afstand og dens plads i den kosmiske tid.

Emissionen sporer også den gas, den kommer fra. Lyman-alfa-fotoner spredes meget let mod neutral brint og springer mange gange, før de slipper ud, så de siver langsomt væk og oplyser en diffus halo omkring galaksen. Størrelsen og formen af den halo, og linjens nøjagtige profil, er følsomme over for, hvor meget neutral gas der omgiver galaksen, og hvor let ioniserende stråling kan slippe ud af den — netop det spørgsmål, man stiller om de galakser, man tror har hjulpet med at reionisere det tidlige univers.

Lyman-alfa-skoven

Vend nu geometrien om. Ret et teleskop mod en lysstærk, fjern kvasar, og spred dens lys ud i et spektrum. Lige før Lyman-alfa-bølgelængden bryder den jævne glød op i et tæt krat af mørke absorptionslinjer — snesevis eller hundredvis af dem, tæt pakket sammen. Det krat er Lyman-alfa-skoven, og hver linje i den er skyggen af en brintsky, som kvasarens lys krydsede på vej til os.

En enkelt sky ville efterlade én linje. Men lyset fra en fjern kvasar krydser mange separate klumper og filamenter af gas, hver på en anden afstand — og dermed ved en anden rødforskydning. Hver af dem absorberer ved 1216 ångström i sin egen referenceramme, men når skyggen når os, har det ekspanderende univers strakt den til en længere bølgelængde, med et beløb, der afhænger af, hvor langt væk skyen befinder sig. Resultatet er ikke én linje, men en hel kam af dem spredt ud over spektret — en skov, hvor hvert træ markerer en sky i sin egen afstand.

Hvad skoven sporer

Gassen, der skaber disse linjer, er det intergalaktiske medium: det tynde brint, der fylder rummet mellem galakserne, trukket langs det samme kosmiske net af filamenter og flader, som galakserne tegner. Hvor nettet er tættere, er absorptionen dybere; hvor det er tyndt, slipper mere lys igennem. Skoven er altså et kort over almindeligt stof i det tidlige univers, aflæst ikke ud fra det, der gløder, men ud fra det, der aftegner sig i silhuet mod en baggrundslampe. Den er rigest ved høj rødforskydning — omtrent rødforskydning 2 og derover — hvor den strakte Lyman-alfa-linje falder ind i det synlige bånd, og den mellemliggende gas er tyk nok til at efterlade en tæt skov.

En lineal ved kortets kant

Det er derfor, kortlægninger som DESI interesserer sig for det. Galaksekortlægninger løber til sidst tør for galakser, der er lysstærke nok til at måle på de største afstande, men lysstærke kvasarer er synlige meget længere væk, og deres Lyman-alfa-skove bærer den samme baryonakustiske lineal, som er indprentet i alt stof. Ved at korrelere absorptionen langs mange kvasarers synslinjer — og krydskorrelere den med kvasarerne selv — genvinder DESI den akustiske skala ved rødforskydninger over 2, hvilket udvider dets kort over den kosmiske ekspansion ind i en epoke, som galakser alene ikke kan nå.

En sonde for det ioniserende univers

Skoven er også en følsom måler for, hvor ioniseret universet er. Det meste intergalaktiske brint er slet ikke neutralt: det holdes ioniseret af ultraviolet lys fra galakser og kvasarer, og det er kun den lille andel, der forbliver neutral, som skaber Lyman-alfa-absorption. Skovens dybde og struktur afhænger derfor af styrken af denne ioniserende baggrund — som igen afhænger af, hvor let ioniserende fotoner slipper ud af de galakser, der skaber dem. Dette lukker cirklen med Lyman-alfa-emissionen ovenfor: den undslippende ioniserende stråling, som astronomer forsøger at fange omkring individuelle galakser, er det, der driver den baggrund — så haloerne omkring enkelte galakser og skoven mellem dem bliver to måder at aflæse den samme fysik på. Studér hvilke galakser der lækker ioniserende lys, og du studerer det, der former skoven; læs skoven omhyggeligt, og du afgrænser hele kosmos’ ioniserende budget.

I én sætning

Lyman-alfa-linjen — brintens overgang ved 1216 ångström — når os på to måder: som emission, der oplyser fjerne galakser og gashaloerne omkring dem, og som absorptionsskoven, som en kvasars lys samler på vej til os; den første hjælper astronomer med at finde galakser og vurdere, hvordan deres stråling slipper ud, den anden kortlægger gassen mellem galakser og måler den kosmiske ekspansion helt ud til, hvor galakserne løber tør.