Lyman-Alpha-Emitter

Als Lyman-Alpha-Emitter (LAE), auch Lyα-Emitter, wird eine Klasse extragalaktischer Objekte bezeichnet, die aufgrund ihrer Strahlungsemission in der Lyman-α-Emissionslinie, einer Spektrallinie des Wasserstoffs, gefunden werden. Derzeit sind über 500 Lyman-Alpha-Emitter bekannt, die überwiegend bei hohen Rotverschiebungen, z>2, gefunden wurden. Es handelt sich also um Objekte aus der Zeit der Entstehung und frühen Entwicklung von Galaxien um die 1-2 Milliarden Jahre nach dem Urknall.

Einige Prozent der bekannten Lyman-Alpha-Emitter weisen beträchtliche Winkeldurchmesser von bis zu 15 oder gar 30 Bogensekunden auf, die einem physikalischen Durchmesser von bis zu 500.000 Lichtjahren entsprechen.^[1] Das hat diesen Objekten die Bezeichnung Lyman-Alpha-Blobs (LAB; vom englischen blob für „Klecks“) eingebracht.

Physikalischer Hintergrund und mögliche Erklärungen

Die Lyman-Alpha-Spektrallinie entsteht bei der Rekombination von Elektronen mit ionisierten Wasserstoffatomen, wenn das Elektron vom ersten angeregten Zustand in den Grundzustand übergeht. Bedingungen für eine starke Emission in der Lyman-Alpha-Linie liegen beispielsweise in Sternentstehungsgebieten vor, wo Wasserstoffgas durch die intensive UV-Strahlung junger Sterne ionisiert wird.

Während der überwiegende Teil der Lyman-Alpha-Emitter mit Gebieten intensiver Sternentstehung in den jungen Galaxien in Verbindung stehen dürfte, gehen die gängigen Modelle für Lyman-Alpha-Blobs davon aus, dass hier die Lyman-Alpha-Strahlung von großen Mengen „kühlen Gases“ (Temperaturen 10.000 bis 20.000 Kelvin) herrührt, die entweder auf sehr massereiche Galaxien einströmen oder von diesen ausgestoßen werden. Die spektroskopisch gemessenen Linienbreiten dieser Objekte entsprechen hohen Geschwindigkeiten von bis zu 2.000 km/s. Daraus kann geschlossen werden, dass sich das Gas im Gravitationsfeld nicht im hydrostatischen Gleichgewicht befindet.

Beobachtete Lyman-Alpha-Emitter

Partrigde und Peeples (1967) haben zuerst vorgeschlagen, hochrotverschobene Galaxien mit Hilfe ihrer Lyman-alpha Linie zu finden. Das kann man mit der sogenannten Schmalbandtechnik ausnutzen. Dazu werden zwei Filter benutzt, ein Schmalbandfilter und ein Breitbandfilter. Wenn die Lyman-alpha Galaxie die richtige Rotverschiebung hat und die Lyman-alpha Linie in dem Schmalbandfilter fällt, sorgt sie für ein starkes Signal im Schmalbandfilter. Der Breitbandfilter deckt das Kontinuum ab, was deutlich schwächer ist. Lyman-alpha-Galaxien können nun durch einen Vergleich der Flüsse im Schmalbandfilter und Breitbandfilter schnell und effizient gefunden werden. Die ersten erfolgreichen systematischen Suchen mit Hilfe der Schmalband-Technik begannen Mitte der 1990er Jahre (Hu, McMahon 1996, Nature, 382, 281). Inzwischen werden Lyman-alpha Emitter zu Hunderten mit dieser Technik gefunden (z.B. Ouchi et al. 2008, ApJS, 176, 301). Besonders erfolgreich ist die Methode bei sehr hohen Rotverschiebungen (z>5), z.B. wurde die Galaxie mit der bisher höchsten Rotverschiebung so gefunden (Iye et al. 2006 Natur, 443, 186).

Die Lyman-Alpha-Linie sollte bei sternbildenden Galaxien sehr stark sein und somit verhältnismäßig leicht zu beobachten sein. Die Lyman-Alpha-Linie liegt im Ultraviolett-Bereich des Spektrums bei 121,6 Nanometer. Da die Erdatmosphäre sehr effektiv UV-Photonen absorbiert, können von der Erdoberfläche aus nur Lyman-Alpha-Photonen beobachtet werden, die in den optischen Wellenlängenbereich rotverschoben sind. Daher werden nur Lyman-Alpha-Emitter mit bodengebundenen Teleskopen gefunden, die eine Rotverschiebung von über z = 2 haben. Bei Rotverschiebungen über z = 7 wandert die Lyman-alpha Linie in den Nahinfrarotbereich, der wiederum schlechter zu beobachten ist. Inzwischen wurden auch Lyman-alpha Emitter bei z = 0,3 mit Hilfe des Satelliten Galex gefunden (Deharveng et al., 2008 ApJ, 680, 1072).

Bei den oben genannten Suchen wurden nicht nur normale Lyman-alpha Emitter gefunden, sondern auch die sogenannten Lyman-alpha Blobs. Zwei der bekanntesten Lyman-Alpha-Blobs wurden im Jahr 2000 von Steidel et al.^[2] im Palomar-Observatorium, bei San Diego, Kalifornien entdeckt. Dabei wurde ein Bereich untersucht, in dem es viele Lyman-Break-Galaxien mit Rotverschiebung 2,7 < z < 3,4 gibt. Mit der oben beschriebenen Schmalbandtechnik wurden nach Lyman alpha Emitter bei einer Rotverschiebung von z + 3,09 gesucht. Neben vielen kompakten Lyman-alpha Emitter, wurden zwei Lyman alpha Blobs gefunden. Eines dieser Objekte befindet sich in der Umgebung eines Quasars mit z = 3.083.

Matsuda et al. entdeckten im selben Feld unter Verwendung des Subaru-Teleskops der National Astronomical Observatory of Japan über 30 weitere, etwas kleinere LABs.^[3][4] Diese Lyman-Alpha-Emitter bilden zusammen ein Gebilde, das eine Ausdehnung von mehr als 200 Millionen Lichtjahren hat.

Weitere Lyman-Alpha-Blobs wurden von Francis et al. (2001),^[5] Dey et al. (2005),^[6] Nilsson et al. (2006),^[7] Iye et al. (2006)^[8] und Smith & Jarvis et al. (2007)^[9] entdeckt. Der größte zuletzt entdeckte LAB (Himiko) wurde im Jahre 2009 von Masami Ouchi et al. beschrieben.^[10]

Offene Fragen

Lyman alpha Emitter werden durch ihre starke Lyman alpha Linie gefunden. Da sonst nur wenig Informationen über die Objekte vorliegen, kann bisher nicht viel über sie gesagt werden. Beobachtungen lassen aber darauf schließen, dass die überwiegende Anzahl von kompakten Lyman alpha Emittern junge Galaxien sind, die am Anfang ihrer Entwicklung stehen und gerade sehr viele neue Sterne produzieren. Lyman alpha Emitter sollen eng mit den sogenannten Lyman Break Galaxien verwandt sein. Ob dieses Bild wirklich richtig ist, und ob es bei jeder Rotverschiebung gilt, ist Gegenstand aktueller Forschungen.

Die ausgedehnten Lyman alpha Emitter, die sogenannten Lyman alpha Blobs, sind dagegen weitgehend unverstanden. Es ist zur Zeit weder bekannt, ob Lyman-Alpha-Blobs die Dichteverteilung von Galaxien im weit-rotverschobenen Universum nachzeichnen (so wie es zum Beispiel bei weit-rotverschobenen Radiogalaxien der Fall ist, die weite Lyman-Alpha-Halos besitzen), oder welche Mechanismen die Emissionslinien produzieren, noch wie die Lyman-Alpha-Blobs mit den umgebenden Galaxien verbunden sind. Lyman-Alpha-Blobs könnten weitere Erkenntnisse zur Bildung von Galaxien liefern.

Siehe auch

• Lyman-Alpha-Wald, dabei handelt es sich jedoch um Absorption dieser Linie.
• Lyman-Alpha-Emitter Himiko.^[10]

Einzelnachweise

1. ↑ Nilsson, K. K. et al.: Understanding Lyman-alpha emitters. 2008, arXiv:0904.3335.
2. ↑ Charles C. Steidel et al.: Lyα Imaging of a Proto-Cluster Region at z = 3.09. In: The Astrophysical Journal. 532, 2000, S. 170-182, doi:10.1086/308568.
3. ↑ Yuichi Matsuda et al.: A Subaru Search for Ly-alpha Blobs in and around the Proto-cluster Region at Redshift z=3.1. In: The Astronomical Journal. 128, 2004, S. 569, arXiv:astro-ph/0405221, doi:10.1086/422020.
4. ↑ Subaru Telescope, National Astronomical Observatory of Japan: Giant Gas Clouds Illuminate Universe's Largest Structure. Abgerufen am 10. Mai 2009 (englisch). 
5. ↑ Paul J. Francis et al.: A Pair of Compact Red Galaxies at Redshift 2.38, Immersed in a 100 Kiloparsec Scale Lyα Nebula. In: The Astronphysical Journal. 554, 2001, S. 1001-1011, doi:10.1086/321417.
6. ↑ Arjun Dey et al.: Discovery of a Large ~200 kpc Gaseous Nebula at z 2.7 with the Spitzer Space Telescope. In: The Astronphysical Journal. 629, 2005, S. 654-666, doi:10.1086/430775.
7. ↑ Nilsson et al., 2006, A&A, 452, 23.
8. ↑ Masanori Iye et al.: A galaxy at a redshift z = 6.96. In: Nature. 443, 2006, S. 186-188, arXiv:astro-ph/0609393v1.
9. ↑ Smith et al., 2007, MNRAS, 378, 49.
10. ↑ ^{a b} Masami Ouchi et al.: Discovery of a giant Lyα Emitter near the Reionization Epoch. In: The Astrophysical Journal. 696, 2009, S. 1164-1175, arXiv:0807.4174v2, doi:10.1088/0004-637X/696/2/1164.