9 augustus 2020

Het power spectrum van de kosmische microgolf-achtergrondstraling

In de onlangs gepresenteerde resultaten van de Planck sonde aan de kosmische microgolf-achtergrondstraling, het restant aan straling van de hete oerknal waarmee 13,82 miljard jaar het heelal ontstond, stond deze figuur centraal:

Planck_CMBjpg

Credit: ESA/Planck Collaboration

Dit is de welbekende kaart van de minimale temperatuursverschillen in de CMB – da’s de Engelse afkorting van die straling, staat voor de ‘cosmic microwave background‘. Maar eigenlijk had deze figuur centraal moeten staan:

powerspectrum_Planck

Credit: ESA/Planck Collaboration

Dit is het zogenaamde power spectrum van de CMB, een grafiek waarin de omvang van de temperatuursvariatie in de CMB een functie is van de multipole \\ell, waarbij een grote \\ellcorrespondeert 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. Om een indruk te krijgen van de grootte van die multipolen moet je de volgende animatie bekijken, waarin de multipole  \\ell=1 tot en met 24 wordt getoond:

Credit: Clem Pryke of University of Chicago.

Credit: Clem Pryke of University of Chicago.

De voorgangers van Planck  hebben ook zo’n power spectrum van de CMB gemaakt, maar die hadden een veel lagere resolutie dan Planck. COBE was begin jaren negentig de eerste sonde die de temperatuursverschillen in de CMB zag en die had een resolutie van maximaal 7°, dat is 14 keer zo groot als de diameter van de maan. Daarna kwam WMAP en die had een resolutie van 13′ (13 boogminuten). Het power spectrum van WMAP na negen jaar (!) onderzoek aan de CMB zag er zo uit:

WMAP-negen jaar

Credit: NASA/WMAP Collaboration

Je ziet gelijk het verschil tussen WMAP en Planck[1]. De eerste komt qua resolutie niet verder dan \\ell=1200, terwijl Planck met z’n veel hogere resolutie tot bijna \\ell=2500 komt. OK, leuk al die grafieken, maar wat betekent dat allemaal? Wat zijn al die pieken in dat spectrum?

De pieken in het power spectrum van de CMB

Zoals ik zei is dat power spectrum eigenlijk interessanter dan de bekende kaart met de temperatuursverschillen. Simpelweg omdat het spectrum de sterrenkundigen veel vertelt over de eigenschappen van het heelal, eigenlijk net zoals een spectrogram van een ster meer over die ster vertelt dan een foto van die ster. Wat achtereenvolgens COBE, WMAP en tenslotte Planck hebben gedaan is de grootte en de hoeveelheid van die temperatuursverschillen in de CMB meten. De CMB dateert van ongeveer 380.000 jaar na de oerknal, toen de temperatuur door het expanderende heelal zodanig was gedaald dat de elektronen konden combineren met de atoomkernen, zodat de fotonen van de CMB vervolgens vrij konden bewegen. Een belangrijk moment in het vroege heelal, dat de sterrenkundigen het oppervlak van de laatste verstrooiing noemen.

De evolutie van het heelal begon met de inflatieperiode

De temperatuursverschillen in de CMB – sommige plekken die warmer zijn dan gemiddeld, andere plekken die kouder zijn dan gemiddeld – zijn volgens de sterrenkundigen het gevolg van dichtheidsvariaties, d.w.z. dat gebieden met hogere dichtheid warmere gebieden in de CMB opleverden en gebieden met lagere dichtheid de koudere gebieden. Feitelijk kunnen de pieken de sterrenkundigen veel vertellen over de precieze eigenschappen van het heelal. Kan even naar deze grafiek:

wmap_pieken

Linksboven zie je het power spectrum van de CMB gemaakt met de WMAP sonde, zoals we die eerder zagen. Dat spectrum is vervolgens in drieën verdeeld, telkens een bepaalde piek weergevend. Iedere piek vertelt de sterrenkundigen belangrijke informatie over het heelal:

  1. De eerste piek geeft informatie over de totale hoeveelheid massa-energie in het heelal, d.w.z. van alles wat er in het heelal is, dus gewone materie, zoals protonen, neutronen en electronen, straling als fotonen en neutrino’s, maar ook van donkere materie en zelfs van donkere energie. Omdat de ‘kromming’ van het heelal bepaald wordt door de totale hoeveelheid massa-energie vertelt de eerste piek de sterrenkundigen dus of het heelal gekromd is en hoeveel. Op basis van de gegevens van WMAP en Planck weten we dat het heelal niet gekromd is, maar ‘vlak’. 
  2. De tweede piek wordt veroorzaakt door geluidsgolven of accoustische golven die optraden in het vroege heelal en het geeft de sterrenkundigen een indicatie van de hoeveelheid baryonen in het heelal, dat zijn protonen en neutronen. Aan de hand van de volgende animatie kan je zien hoe de hoogte van de tweede piek sterk afhangt van die baryonen-hoeveelheid, aangegeven met ?b

    tweedepiek

    Credit: Wayne Hu

  3. De derde piek vertelt de sterrenkundigen met name hoeveel donkere materie er is. In de animatie hieronder zie je dat weergegeven door ?m

    derde piek

    Credit: Wayne Hu

Dankzij de informatie die de drie pieken hebben opgeleverd weten we dat het heelal als volgt gevuld is en dan gaat het om de rechter afbeelding:

Planck's 'kosmische recept'

Credit: ESA/Planck Collaboration

Tenslotte eindig ik met een video, waarin het power spectrum van de CMB nog eens getoond wordt, zoals dat is waargenomen met Planck. In de video zie je heel mooi hoe de verschillende pieken en dalen in het spectrum een weergave zijn van de gebieden met temperatuursvariaties met verschillende hoekgroottes.

Bron: Galileo Spendulum + Résonaances + Wayne Hu’s site.

  1. Voor de geïnteresseerden: hier is het power spectrum van de CMB gemaakt door COBE, waarbij het gaat om de balkjes links. []

Speak Your Mind

*

Deze website gebruikt Akismet om spam te verminderen. Bekijk hoe je reactie-gegevens worden verwerkt.