18 augustus 2017

Wat stellen die pieken in het power spectrum van de kosmische straling voor?

We kennen allemaal onderstaande afbeelding van de kosmische microgolf-achtergrondstraling, de straling die nog resteert van de hete oerknal waarmee 13,8 miljard jaar geleden het heelal ontstond:

Planck_CMBjpg

Het is feitelijk een kaart van de gehele hemel, met daarop de zéér kleine temperatuursverschillen of -fluctuaties in de CMB, da’s de Engelse afkorting van die straling (‘cosmic microwave background’). De rode gebieden zijn pakweg een honderdduizendste graad warmer dan de blauwe gebieden, gemiddeld zo’n 2,72548 ± 0,00057 Kelvin – pffffff, waar hebben we ’t eigenlijk over? OK, leuk die verdeling van fluctuaties, maar sterrenkundigen vinden de volgende afbeelding van de CMB véél nuttiger:cmb_powerspectrumJe zal het vast wel eens gezien hebben – onder andere in deze vergelijkbare Astroblog – en vervolgens gedacht hebben ”pfffff (opnieuw) wat moet ik er mee?”, het zogenaamde power spectrum van de CMB. Zo’n power spectrum is een grafiek waarin de omvang van de temperatuursfluctuaties in de CMB een functie is van de multipole \\ell, waarbij een grote \\ell correspondeert met een kleine schaal aan de hemel. \\ell=100 komt overeen met ongeveer 1° aan de hemel, \\ell=10 is ongeveer 10° aan de hemel, enzovoorts. Klinkt ingewikkeld, maar eigenlijk komt het op het volgende neer: neem van de gehele hemelkaart van de CMB de gemiddelde temperatuur, dan heb je de waarde bij \\ell=0. Splits de hemel in twee stukken, neem van ieder stuk de gemiddelde temperatuur, dan heb je de waarde bij \\ell=1, dan weer splitsen en gemiddelde temperatuur van ieder stuk nemen, enzovoorts. Op deze wijze krijg je van iedere hogere schaal van de multipolen een gemiddelde temperatuur en dat levert bovenstaande grafiek op. De rode stippen zijn de waarnemingen door tal van instrumenten, zoals de WMAP en Planck satellieten, de verticale rode lijnen zijn onzekerheidsmarges, de groene lijn is de voorspelling volgens het kosmologische ?CDM model, het gangbare heelalmodel. Theorie en waarneming sluiten perfect aan, nietwaar, behalve dan dat in het linkerdeel van de grafiek de onzekerheid groter wordt. Je ziet in de grafiek een aantal pieken en daarvan zijn de hoogste piek en de twee rechts er naast gelegen pieken het meest interessant.

Pieken in het power spectrum van de CMB (credit: Wayne Hu)

Pieken in het power spectrum van de CMB (credit: Wayne Hu)

De eerste piek in het spectrum en tegelijk ook de grootste piek vertelt de sterrenkundigen iets heel belangrijks, namelijk wat de geometrie van het heelal is, of ‘ie open, gesloten of vlak is. Bij een gesloten heelal (positief gekromd) zouden de fluctuaties vergroot worden door de kromming, bij een open heelal (negatief gekromd) zouden de fluctuaties verkleind worden en bij een vlak of plat heelal zou er geen verandering van de fluctuaties zijn. Zie de volgende afbeelding waarin dit wordt uitgebeeld.eerstepiekBij een gesloten heelal zou de piek meer naar links opschuiven, bij een open heelal meer naar rechts. Alle metingen laten zien dat de eerste piek bij multipole \\ell=200 ligt, hoekgrootte aan de hemel ongeveer 1º. Uit de dikte en locatie van deze piek kunnen de sterrenkundigen het volgende afleiden:

  • ten eerste dat we leven in een vlak heelal1, een heelal zonder kromming, perfect beschreven met Euclidische meetkunde.
  • ten tweede dat het heelal als geheel minstens 150 keer groter is dan het waarneembare heelal. Dat waarneembare heelal is ruim 93 miljard lichtjaar in diameter (zie deze én deze Astroblogs daarover), dus het totale heelal, inclusief het niet-waarneembare heelal, is naar schatting minstens 14 biljoen lichtjaar – ding dong! 😯 Het zou overigens ook kunnen zijn dat het heelal oneindige groot is, da’s allemaal erg koffiedik kijken.

Afijn, da’s de eerste piek. Dan die tweede piek, de kleinere piek rechts van de grote piek. Die piek vertelt de sterrenkundigen hoeveel gewone materie er in het heelal is, wat ook wel met de term ”baryonic matter” wordt aangeduid. In het vroegste heelal had materie de neiging om door de zwaartekracht naar de plekken te gaan waar de hoogste dichtheid was, de hoogste temperaturen. Maar als materie gaat ophopen gaat de temperatuur nog meer omhoog en dat levert een druk op, tegengesteld aan de zwaartekracht. Hoe meer materie er in het heelal is, des te meer druk, des te lager de tweede piek in het power spectrum. De uitkomst van de metingen met de Planck-sonde is dat 4,9% van de massa-energie in het heelal bestaat uit gewone ”baryonische” materie, protonen, neutronen, elektronen, etc…De derde piek tenslotte geeft de sterrenkundigen een indicatie voor de hoeveelheid donkere materie. Ook dat heeft de neiging samen te ballen door de zwaartekracht, maar in tegenstelling tot gewone materie is er geen sprake van drukvorming, hetgeen komt omdat gewone materie wel met licht reageert en donkere materie niet. De hoogte van de derde piek is daarom een indicatie voor de verhouding tussen de hoeveelheid donkere materie en de hoeveelheid licht in het vroege heelal. Hieruit volgt dat 26,8% van de massa-energie van het heelal uit donkere materie bestaat, ook zo’n Planck-resultaat. En de rest van het heelal? Da’s de mysterieuze donkere energie, die ten tijde van de vorming van de CMB – tijdens het oppervlak van de laatste verstrooiing, pakweg 380.000 jaar na de oerknal – nog geen enkele rol speelde, maar die door de expansie van het heelal steeds sterker werd:planck_CMBBron: Koberlein.

Noten
  1. Bij afwezigheid van donkere energie dijt een vlak heelal altijd maar uit, maar wel in een voortdurend vertragend tempo, waar de uitbreiding asymptotisch tot een bepaalde vaste waarde nadert. Met donkere energie zal de uitbreidingsvoet van het universum aanvankelijk vertragen, dit als gevolg van de invloed van de zwaartekracht, maar zal deze uiteindelijk toenemen. Het uiteindelijke lot van het heelal is hetzelfde als die van een open heelal. []

Reacties

  1. Gralgrathor zegt:

    Aaah! We’re all gonna die!

  2. Huh, alles goed met je? Is er ergens een onheilsboodschap verschenen of zo?

  3. Gralgrathor zegt:

    Bij een gesloten universum worden we allemaal vermorzeld als kikkers in een blender, en bij een vlak of open universum kunnen we kiezen uit een Big Rip of een Big Freeze – hoe dan ook, Aargh, we gaan allemaal dood!

  4. En wat zegt deze info over de samenstelling van het niet zichtbare deel van het heelal waarvan geen foton de detector heeft bereikt? Kunnen we zomaar de taartgrafiek extrapoleren naar de rest ven het universum?

    • Interessante vraag, Nico. Op zich kun je uit de CMB alleen gegevens afleiden over het zichtbare gedeelte van het heelal, maar je kunt je afvragen of er in het niet-zichtbare gedeelte andere natuurwetten gelden en daarmee andere verhoudingen van (donkere) materie, straling en donkere energie. Ik denk zelf dat ook buiten het waarneembare heelal de wetten gelden die wij kennen en dat wat we weten over het waarneembare heelal ook geldt voor daarbuiten.

Laat wat van je horen

*