Met de IRAM NOEMA-telescoop in de Franse Alpen hebben astronomen voor het eerst een ver object waargenomen dat een schaduw werpt op de vroege, hete oerknalfase van ons heelal, waardoor een deel van het licht van de zogeheten kosmische achtergrondstraling wordt tegengehouden. Het object is een waterwolk die zo ver weg is dat we hem zien zoals hij er slechts 880 miljoen jaar na de oerknal uitzag.
De schaduw verschijnt omdat het koudere water de warmere microgolfstraling absorbeert op zijn weg naar de aarde. De mate van verduistering onthult de temperatuur van de kosmische achtergrondstraling op dat vroege tijdstip: een belangrijk gegeven in onze kennis over ons uitdijende heelal. Astronomen hebben een nieuw soort metingen gedaan waarmee ze de temperatuur kunnen meten van de "achtergrondstraling" die onze kosmos vult, voor vroege kosmische tijden. Die straling, een overblijfsel van de hete oerknalfase van onze kosmos, is voortdurend aan het afkoelen. De bepaling van de temperatuur op een vroeg tijdstip, in dit geval 880 miljoen jaar na de oerknal, vormt een belangrijke controle voor de consistentie van onze kosmologische modellen.
Een afkoelend heelal
Ongeveer 13,8 miljard jaar geleden, in wat kosmologen de oerknalfase noemen, was het heelal extreem heet en extreem dicht, gevuld met een plasma van straling en elementaire deeltjes. Maar zelfs in die tijd was het heelal aan het uitdijen, waarbij de dichtheid in de loop der tijd snel afnam. Volgens de wetten van de thermodynamica komt een dergelijke afname van de dichtheid overeen met een afname van de temperatuur: het plasma zet uit, wordt minder dicht, en koelt af. Samen met het plasma koelt ook de thermische straling af - de lichtdeeltjes (fotonen) die door het plasma flitsen, in wisselwerking met de elektrisch geladen deeltjes, worden steeds minder energiek.
Na enkele honderdduizenden jaren was het plasma voldoende afgekoeld om atomen te kunnen vormen. Vóór die tijd was de temperatuur zo hoog dat, als bijvoorbeeld een proton en een elektron samen zouden komen om een waterstofatoom te vormen, dat atoom vrijwel onmiddellijk zou zijn gesplitst (geïoniseerd), waarbij het elektron zou zijn weggedreven door een hoogenergetisch foton, zonder een atoom achter te laten.
Het (hete en dichte) verleden bekijken
Maar toen het plasma en de thermische straling afkoelden, waren er steeds minder hoogenergetische fotonen in de buurt. Steeds meer atomen konden zich vormen zonder dat hun elektronen door hoogenergetische fotonen werden weggetrapt. Tegen de 380.000 jaar hadden bijna alle atoomkernen (meestal waterstof, met wat helium-4 erbij) zich met elektronen gecombineerd tot elektrisch neutrale atomen. Vanaf dat moment was er heel weinig interactie tussen die atomen en de overblijvende warmtestraling. Die straling, die astronomen de kosmische achtergrondstraling noemen, bleef zich vrijwel onveranderd door de ruimte voortplanten.
Dit is waar een basiswaarheid van de astronomie belangrijk wordt. Licht van astronomische objecten heeft altijd een bepaalde tijd nodig om ons te bereiken. Bijgevolg zien we nooit, laten we zeggen, de zon zoals ze nu is. Onze waarnemingen laten altijd de zon zien zoals die 8 minuten geleden was, toen het licht dat nu onze telescopen bereikt het oppervlak van de zon verliet. Op dezelfde manier zien we het Andromedastelsel altijd zoals het ongeveer 2,5 miljoen jaar geleden was, omdat het licht er 2,5 miljoen jaar over doet om van dat stelsel naar onze telescopen hier op aarde te reizen.
Ons venster op de hete Oerknalfase
Maar dit betekent dat we die oeroude kosmische achtergrondstraling vandaag nog kunnen waarnemen! De ruimte is per slot van rekening relatief leeg. Als we vermijden om in de stofwolken van ons eigen Melkwegstelsel en in de sterren van verre sterrenstelsels te kijken, kunnen we steeds verder de ruimte in kijken - dat wil zeggen, totdat we naar gebieden kijken die zo ver weg zijn dat het licht ervan er 13,8 miljard jaar over doet om ons te bereiken. Die gebieden zien we zoals ze 13,8 miljard jaar geleden waren - en vergeet niet: in die tijd bevond het heelal zich in een hete, dichte plasmatoestand.
Meer bepaald kunnen wij niet in dat plasma kijken, omdat dergelijk plasma ondoorzichtig is. Maar we kunnen wel kijken tot aan het tijdstip waarop de kosmische achtergrondstraling vrijkwam. Anders gezegd: Er zijn gebieden in het heelal die zich op precies de juiste afstand van ons bevinden, zodat hun kosmische achtergrondstraling ons op dit moment bereikt. Wij kunnen vandaag het licht van het einde van de hete oerknalfase zien en meten, en dit soort metingen heeft waardevolle informatie opgeleverd over het vroege, hete heelal.
Er is nog een belangrijk bijkomend effect: We zien deze straling niet alleen uit zeer afgelegen gebieden in een verder onveranderlijk heelal. In plaats daarvan is het heelal vanaf die vroege tijd tot op heden aan het uitdijen geweest, en de kosmische uitdijing heeft tot gevolg dat de vroege thermische straling steeds verder afkoelt. Thermische straling van dat type wordt volledig beschreven door één enkele parameter, namelijk de temperatuur, en in onze kosmologische modellen is het effect van de kosmische uitdijing op die temperatuur eenvoudig: In de tijd dat de afstanden tussen verre melkwegstelsels met een factor 2 zijn toegenomen, zal de temperatuur van de achtergrondstraling met de helft zijn gedaald. Uitdijend heelal, afkoelende straling Vanaf het moment dat de kosmische achtergrondstraling vrijkwam tot op heden is het heelal ongeveer 1100 keer groter geworden. De kosmische achtergrondstraling, die oorspronkelijk een temperatuur had van ongeveer 3000 Kelvin en leek op het licht van sommige soorten schijnwerpers die worden gebruikt om atletiekvelden te verlichten (metaalhalogeenlampen), is met diezelfde factor afgekoeld.
Tegenwoordig bereikt het de aarde vooral in de vorm van laagenergetische microgolfstraling, vandaar dat een andere naam ervoor de "kosmische microgolfachtergrond" is, afgekort CMB. Het directe verband tussen de uitdijing van ons heelal en de temperatuur van de CMB betekent dat de achtergrondstraling in de loop der tijd zeer waardevolle informatie bevat. Als we de CMB-temperatuur op verschillende momenten in de kosmische geschiedenis kunnen meten, kunnen we in detail reconstrueren hoe onze kosmos is uitgedijd. Deze "uitdijingschronologie" is een van de meest fundamentele gegevensreeksen die wij over de geschiedenis van ons heelal kunnen verkrijgen. Zij houdt rechtstreeks verband met een van de grote onbekenden van de moderne kosmologie: de zogenaamde donkere energie, een bestanddeel van ons heelal dat verantwoordelijk is voor het feit dat de uitdijingssnelheid van onze kosmos momenteel toeneemt - de kosmische uitdijing versnelt.
De kosmische uitdijing volgen, temperatuur per temperatuur
Een directe meting zou kunnen uitwijzen of dit directe verband tussen de uitdijing van ons heelal en de afkoeling van de CMB inderdaad opgaat. Een vergelijking met een alternatieve maat voor de kosmische uitdijing, de zogenaamde kosmologische roodverschuiving, zou een aantal exotischer voorstellen voor de aard van donkere energie kunnen uitsluiten. Dominik Riechers, hoofdauteur van de Universiteit van Keulen, zegt: "Als er afwijkingen zijn van de verwachte trends, zou dit directe implicaties kunnen hebben voor de aard van de ongrijpbare donkere energie."
Met name zou een afwijking van het directe verband te verwachten zijn in modellen waarin donkere energie "vervalt" en een deel van zijn energie overdraagt aan de reguliere materie en straling in het heelal, wat de afkoeling van de CMB zou vertragen. Sommige modellen voor de andere grote onbekende in de kosmologie, donkere materie, zouden soortgelijke effecten hebben: Bepaalde exotische (en nog niet ontdekte) elementaire deeltjes die worden voorgesteld als de bestanddelen van donkere materie, de zogenaamde lichte axionen, zouden een wisselwerking kunnen aangaan met de kosmische achtergrondstraling, waardoor de manier waarop deze in de loop van de tijd afkoelt, zou kunnen worden beïnvloed.
Het meten van de CMB-temperatuur op verschillende tijdstippen in de kosmische geschiedenis is echter nogal moeilijk. Er zijn wel enkele datapunten: Voor de kosmische geschiedenis van de afgelopen 6 miljard jaar (roodverschuivingen z tussen 0 en 1) biedt het zogenaamde Sunyaev-Zel'dovich effect een mogelijkheid voor dergelijke metingen. Iets verder weg, tussen 10 en 11,7 miljard jaar voor het heden (z tussen 1,8 en 3,3) zijn er datapunten die erop wijzen dat de CMB-temperatuur precies de juiste waarde heeft om specifieke energieniveaus in bepaalde soorten atomen of moleculen te exciteren.
Opnemen van de temperatuur van de kosmos, 880 miljoen jaar na de Big Bang De huidige resultaten gaan aanzienlijk verder en leveren een CMB-temperatuurgegevenspunt uit een tijd bijna 13 miljard jaar voor het heden - een luttel miljard jaar na de oerknalfase. De hoofdrolspeler is een wolk van koud water in een sterrenstelsel met het catalogusnummer HFLS3, dat we zien zoals het ongeveer 880 miljoen jaar na de oerknal was. Net als de CMB zelf, is het licht van dat sterrenstelsel sterk roodverschoven. Alle waarnemingen voor dit werk zijn gedaan met de IRAM NOEMA-telescoop in de Franse Alpen, een radio-observatorium dat op millimetergolflengten waarneemt. Een sterrenstelsel heeft zijn naam te danken aan het feit dat het recentelijk in korte tijd een ongewoon groot aantal nieuwe sterren heeft geproduceerd. Dit specifieke sterrenstelsel bevat een aanzienlijke wolk waterdamp, H2O, en de CMB werkt als een lichtbron die zich, vanuit het oogpunt van de waarnemers, achter de wolk bevindt. Astronomen kennen soortgelijke situaties als zij sterren observeren. In een ster produceren de onderste, hetere lagen van de zogenaamde fotosfeer bijna al het licht van de ster. Maar direct daarboven bevinden zich iets koelere gaslagen. Het resultaat zijn zogenaamde absorptielijnen: specifieke golflengtes waarop het sterlicht wordt geabsorbeerd door de koelere lagen. Wanneer astronomen naar het regenboogachtige spectrum van een ster kijken, zien die absorptielijnen er inderdaad uit als donkere, lijnvormige schaduwen op de regenboog.
Een verraderlijke schaduw op de kosmische achtergrondstraling
De eenvoudige versie van het nieuwe resultaat lijkt daar sterk op: De waterdampwolk is koeler dan de kosmische achtergrondstraling. Daarom werpt hij een schaduw op de kosmische microgolfachtergrond, iets wat astronomen nog nooit eerder in het vroege heelal hadden gezien: een absorptielijn in de regenboogachtige ontbinding van de CMB, waarbij de sterkte van de absorptie het temperatuurverschil met de wolk aangeeft - en, bij implicatie, de temperatuur van de CMB toen die 880 miljoen jaar na de oerknal door de wolk heen ging.
Volledige openheid van zaken: de details van de situatie zijn iets gecompliceerder. De temperatuur van de wolk in kwestie is niet de temperatuur van de wolk als geheel, maar de temperatuur die overeenkomt met hoeveel van de watermoleculen zich in een licht geëxciteerde (rotatie) toestand bevinden ten opzichte van de laagst-energetische grondtoestand. Er bestaat een basisformule die de fractie van watermoleculen in de aangeslagen toestand koppelt aan een temperatuur; omgekeerd kan men, door te meten hoeveel aangeslagen watermoleculen er zijn, die specifieke temperatuur bepalen.
Het feit dat deze tweetoestandstemperatuur lager is dan die van de CMB is alleen te danken aan het infrarode licht dat wordt uitgezonden door de vele pasgeboren sterren van het sterrenstelsel - dat is tenslotte wat een sterrenstelsel is: een sterrenstelsel dat een korte fase doormaakt waarin veel meer jonge sterren worden gevormd dan normaal - en dat wordt getemperd door de stofwolken van het sterrenstelsel. Dat infrarode licht verschuift de balans van hoeveel moleculen zich in welke bepaalde toestand bevinden - en voor het paar toestanden dat de astronomen voor deze studie hebben onderzocht, komt dit neer op een lagere temperatuur, waardoor een CMB-absorptielijn ontstaat.
Bepaling van de kosmische evolutie
Zowel in de eenvoudigere als in de meer gecompliceerde versie: Het eindresultaat hangt af van de CMB-temperatuur. Uit hun waarnemingen leiden de astronomen af dat de CMB op dat moment een temperatuur tussen 16,4 en 30,2 Kelvin moet hebben gehad. Dit is consistent met de temperatuur van 20 Kelvin die voor die tijd, 880 miljoen jaar na de oerknal, wordt voorspeld door de huidige kosmologische modellen - gezien het directe verband tussen de afkoeling van de CMB en de geschiedenis van de kosmische uitdijing, een belangrijke consistentiecontrole.
Met dit resultaat kunnen de exotische modellen die een ontkoppeling tussen de temperatuur en de uitdijingssnelheid voorspellen, worden uitgesloten. Meer in het algemeen hebben we nu een datapunt over de kosmische uitdijing uit een periode in de kosmische geschiedenis waarvan er aanvankelijk zeer weinig datapunten zijn. Fabian Walter, MPIA-astronoom die bij dit onderzoek betrokken was, zegt: "Deze nieuwe techniek verschaft belangrijke nieuwe inzichten in de evolutie van het heelal, en laat ons zien dat het heelal in zijn kindertijd een aantal ongewone eigenschappen had die heel anders waren dan vandaag." Dit specifieke effect kan namelijk alleen optreden in het zeer vroege heelal, voordat de CMB verder was afgekoeld.
Bron: Max Planck Institute for Radio Astronomy
