我們生活在一個(gè)多彩的宇宙中. 宏大的星系和絢麗的星云點(diǎn)綴在宇宙空間, 描繪著豐富的物理活動(dòng)與活躍的能量交換. 這片繁榮景象的起點(diǎn)還要追溯到130億年前. 宇宙大爆炸發(fā)生在約138億年前, 大爆炸發(fā)生的40萬年后宇宙進(jìn)入了漫長的“黑暗時(shí)代”. 那時(shí)宇宙中的物質(zhì)(主要是氫和氦)均勻而中性, 沒有任何發(fā)光天體. 在這持續(xù)數(shù)億年的黑夜里, 物質(zhì)在引力作用下向高密度處聚集, 產(chǎn)生了第一代天體, 包括恒星、星系和黑洞等. 這些早期天體發(fā)出的紫外電離光子, 即能量足以電離氫原子的光子, 逐漸將星系際介質(zhì)中的中性氫原子電離, 該過程在宇宙年齡約10億年時(shí)(宇宙學(xué)紅移大約6)基本完成. 這整個(gè)過程被稱為宇宙再電離, 是宇宙演化歷史上最關(guān)鍵的轉(zhuǎn)折階段之一, 它龐大而復(fù)雜, 是當(dāng)代天文學(xué)的重要前沿領(lǐng)域之一. 觀測宇宙的第一縷曙光、揭示再電離過程, 是詹姆斯·韋布空間望遠(yuǎn)鏡(James Webb Space Telescope, JWST, 簡稱韋布望遠(yuǎn)鏡)的首要科學(xué)目標(biāo), 同時(shí)也是很多下一代巨型地面光學(xué)紅外望遠(yuǎn)鏡的核心科學(xué)任務(wù)之一.

宇宙再電離過程中的能量來源是該領(lǐng)域的重要科學(xué)問題, 即哪些天體能夠?yàn)橛钪嬖匐婋x提供足夠數(shù)量的紫外電離光子. 通常認(rèn)為, 主要存在兩類候選天體: 一類是由超大質(zhì)量黑洞驅(qū)動(dòng)的活動(dòng)星系核, 其中心黑洞通過吸積物質(zhì)將引力能高效轉(zhuǎn)化為輻射能, 從而產(chǎn)生大量電離光子; 另一類是富含大質(zhì)量恒星的恒星形成星系, 其中大量年輕恒星通過核聚變過程釋放輻射. 長期以來, 活動(dòng)星系核與星系在宇宙再電離中的相對(duì)貢獻(xiàn)一直不清楚. 星系的主要不確定性在于電離光子的逃逸率, 即能夠逃離星系, 從而可以用于電離星際介質(zhì)的電離光子占比. 觀測顯示, 中低紅移星系只有百分之幾的電離光子逃逸率, 大部分光子被星系本身或星周際介質(zhì)吸收或散射 [1] . 宇宙再電離時(shí)期的星系際介質(zhì)尚未被完全電離, 從當(dāng)時(shí)星系中逃逸的紫外電離光子在抵達(dá)地球的路上會(huì)被沿途的中性介質(zhì)吸收. 這使得遙遠(yuǎn)星系的電離光子逃逸率無法被直接測量. 而活動(dòng)星系核強(qiáng)大的紫外輻射足以電離其所在的宿主星系, 使電離光子逃逸率高達(dá)75% [2] 以上.

活動(dòng)星系核的貢獻(xiàn)也存在爭議. 人們已對(duì)高光度活動(dòng)星系核(即類星體)進(jìn)行了較為完備的觀測. 我們知道單個(gè)類星體的能量輻射很強(qiáng), 但由于數(shù)目較少, 其總的紫外電離光子僅占再電離所需的幾個(gè)百分點(diǎn) [ 3 , 4 ] . 觀測還發(fā)現(xiàn), 暗弱活動(dòng)星系核在數(shù)量上占優(yōu), 有可能提供更多的電離光子. 之前部分研究認(rèn)為, 即使考慮暗弱活動(dòng)星系核, 其數(shù)量也不足以提供足夠的電離光子 [5] . 但韋布望遠(yuǎn)鏡發(fā)射以來, 人們在遙遠(yuǎn)宇宙中發(fā)現(xiàn)了大量暗弱活動(dòng)星系核候選體, 包括性質(zhì)不明的“小紅點(diǎn)”天體 [ 6 , 7 ] . “小紅點(diǎn)”的紫外光子輻射是否來自活動(dòng)星系核還存在爭議. 如若計(jì)入所有候選體, 暗弱端活動(dòng)星系核的空間密度將比之前的預(yù)估高出1~2個(gè)量級(jí), 暗示其在宇宙再電離中可能扮演關(guān)鍵角色.

為解決宇宙再電離的能量來源問題, 我們使用韋布望遠(yuǎn)鏡深場觀測圖像, 開發(fā)了新的方法來為活動(dòng)星系核的貢獻(xiàn)提供絕對(duì)上限. 首先, 我們利用韋布望遠(yuǎn)鏡多波段圖像數(shù)據(jù), 構(gòu)建了一個(gè)在再電離峰值時(shí)期(紅移7.5左右)的大型完備天體樣本, 樣本包含星系和活動(dòng)星系核, 我們的方法不需要知道它們的具體性質(zhì). 然后, 我們對(duì)所選天體進(jìn)行圖像分解( 圖1(a) ), 將每個(gè)天體分解成代表活動(dòng)星系核的、不可分辨的點(diǎn)源和代表宿主星系的延展源, 并計(jì)算其點(diǎn)源狀成分, 即活動(dòng)星系核的占比. 我們假設(shè)所有點(diǎn)源成分均來自活動(dòng)星系核, 這一假設(shè)是保守的, 因?yàn)橛钪嬷袑?shí)際也存在韋布望遠(yuǎn)鏡不能分辨的致密星系核 [8] . 因此, 以上步驟所得到的是活動(dòng)星系核數(shù)密度的嚴(yán)格上限. 這一方法既獨(dú)立于活動(dòng)星系核候選體的認(rèn)證, 又能夠到達(dá)前所未有的探測深度, 可能存在的暗弱活動(dòng)星系核均被考慮在內(nèi).

圖1 宇宙再電離時(shí)期天體圖像分解及活動(dòng)星系核對(duì)宇宙再電離的貢獻(xiàn) [10] . (a) 圖像分解的一個(gè)例子. 我們使用點(diǎn)源和延展源模型對(duì)圖像建模, 將相應(yīng)的活動(dòng)星系核和星系成分分解開, 第三列的Data-PSF即為去掉點(diǎn)源模型后的圖像. (b) 活動(dòng)星系核光度函數(shù). 紅色線和點(diǎn)為我們的結(jié)果, 黑色虛線和橙色上限點(diǎn)為文獻(xiàn)中類星體的光度函數(shù) [ 4 , 5 ] , 藍(lán)色點(diǎn)為文獻(xiàn)中“小紅點(diǎn)”天體的光度函數(shù) [7] . (c) 活動(dòng)星系核在再電離中的貢獻(xiàn)占比最大為32%

基于上述活動(dòng)星系核候選體樣本, 并結(jié)合已知類星體的結(jié)果 [4] , 我們建立了跨越十幾個(gè)星等的活動(dòng)星系核光度函數(shù)(即數(shù)密度隨光度的變化; 見 圖1(b) ). 假設(shè)這些暗弱活動(dòng)星系核都與高光度的類星體一樣擁有75%的電離光子逃逸率, 并能夠發(fā)出觀測限制下最強(qiáng)的紫外輻射 [9] , 我們計(jì)算了這些活動(dòng)星系核能夠產(chǎn)生的電離光子總數(shù). 與再電離平衡所需要的電離光子數(shù)進(jìn)行比較, 我們發(fā)現(xiàn), 即使在這些最保守的假設(shè)下, 活動(dòng)星系核對(duì)再電離的貢獻(xiàn)不會(huì)超過32%( 圖1(c) ). 這一結(jié)果最終排除了活動(dòng)星系核作為宇宙再電離主導(dǎo)源的可能性. 其中“小紅點(diǎn)”的貢獻(xiàn)微乎其微, 主要由于以下兩個(gè)原因: 一是它們在遠(yuǎn)紫外的(相對(duì)光學(xué)波段的)輻射強(qiáng)度比普通活動(dòng)星系核低1~2個(gè)量級(jí); 二是它們在遠(yuǎn)紫外的點(diǎn)源狀成分(即活動(dòng)星系核)占比較低. 基于該結(jié)果的論文發(fā)表于 Nature Astronomy [10] .

這一研究成果進(jìn)一步表明星系是宇宙再電離過程中電離光子的主要貢獻(xiàn)者, 為宇宙再電離的物理模型提供了有力的觀測約束. 而什么宇宙環(huán)境下、什么類型的星系、如何釋放足夠的電離光子? 這些問題的答案都尚不明朗. 針對(duì)高紅移星系的深入研究將有助于人們更加全面地理解宇宙再電離的演化歷程及其物理機(jī)制. 我們期待在不久的將來, 中國空間站巡天望遠(yuǎn)鏡(CSST)和地面大型望遠(yuǎn)鏡(如TMT、GMT)等新一代天文設(shè)施將在這一前沿領(lǐng)域取得更多突破性進(jìn)展.

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