26 september 2018

Nog even wat na-ijlen over de ontdekking van signalen van de eerste sterren in het heelal

Credit: Judd Bowman et al.

De ontdekking van een signaal van de allereerste sterren in het heelal wordt Nobelprijswaardig geacht, mits ‘t uiteraard door onafhankelijken wordt bevestigd. Zo niet, dan hebben we een tweede BICEP2 blamage te pakken. Het is ook niet niks wat Judd Bowmann en z’n vier collegae hebben gedaan: met een radio-antenne ter grootte van een tafel – de Experiment to Detect Global EoR Signature (EDGES) radioantenne in West-Australië – een signaal bij een frekwentie van 78 MHz aan de hemel oppikken dat slechts 0,01% uitsteeg boven de radioruis van de hemelachtergrond (en aardse ruis: 78 MHZ is in het FM-radiogebied 🙂 ).

Impressie van de allereerste sterren in het heelal, de Populatie III sterren.

De tijd vóór 180 miljoen jaar na de oerknal noemt men de ‘donkere eeuwen’, de tijd dat er nog geen sterren waren en alles letterlijk donker was. Dat tijdperk begon 380.000 jaar na de oerknal, vanaf het moment van het zogeheten ‘laatste oppervlak van de verstrooiing’, toen het uitdijende heelal zo ver was afgekoeld dat de protonen en elektronen konden combineren tot neutrale waterstofatomen en de fotonen van de kosmische microgolf-achtergrondstraling vrijuit konden bewegen. Aan de donkere eeuwen kwam geleidelijk een einde toen de eerste sterren verschenen, zeer zware blauwgekleurde sterren, de zogeheten Populatie III sterren (zie afbeelding hierboven voor een impressie), die 180 miljoen jaar na de oerknal voor het eerst ‘aangingen’. De UV-straling die zij in grote hoeveelheden uitstraalden zorgde voor ionisatie van het omringende neutrale waterstofgas. Dat gas raakt in aangeslagen toestand en dat zorgt voor de emissie van de beroemde 21 cm (1420 MHz) waterstoflijn, de lijn die in 1944 voor het eerst door de Nederlander Hendrik v.d. Hulst werd voorspeld. De aangeslagen waterstofatomen zorgen voor hun beurt voor absorptie van de fotonen van de kosmische microgolf-achtergrondstraling (Engelse afkorting: CMB) en die absorptie is door Bowmann en zijn collega’s waargenomen als de dip in de grafiek hierboven.

De EDGES radio-antenne in de MRO ( Murchison Radio-astronomy Observatory ).

Belangrijk in de metingen is de temperatuur van het waterstofgas ten opzichte van de CMB. De temperatuur van de CMB is 2,725 (1 + z), wat 57,2 K oplevert bij een roodverschuiving z van 20 en 43,6 K bij z=15. De temperatuur van net neutrale waterstofgas is 9,3 K voor z=20 en 5,4 K voor z=15. In de grafiek hieronder zie je de temperatuur van de CMB (TR, R=radiation), het aangeslagen waterstofgas (TS en de kinetische temperatuur van het gas (TG).

De temparatuur in het vroege heelal. Credit: Nature.

De rode doorgetrokken lijn hierin is wat Bowmann en z’n collega’s hebben gemeten, een temperatuur die lager is dan de spintemperatuur volgens het Lambda-CDM model van het heelal, het model dat uitgaat van een mix van donkere energie (Lambda – de kosmologische constante) en CDM, cold dark matter, koude, traag bewegende deeltjes donkere materie. De piekamplitude van de waargenomen dip is twee tot drie keer groter dan de theoretische modellen voorspellen en daarmee lijkt de spintemperatuur van het waterstofgas kouder te zijn dan wat de modellen voorspellen. Die waarneming brengt Rennan Barkana ertoe te denken dat er in dat vroege heelal een niet-gravitationele interactie moet zijn geweest tussen de baryonen (gewone materie) van waterstof en lichte deeltjes koude donkere materie, een interactie die afkoelend werkte op het waterstofgas. Om een afkoeling van 0,3K te krijgen mag het deeltje donkere materie niet zwaarder zijn dan 4,3 geV, voor 0,5 K afkoeling niet meer dan 1,6 GeV. Bron: Francis Naukas + Nature.

Reacties

  1. ach ja , opa mozes kon met een stenen tafel god ontvangen. en nog laten schrijven ook !

  2. Het is wel te hopen dat de absorptie van onze ionosfeer of de 2 van Allen gordels geen resonante verschijnselen vertonen, je weet maar nooit. Deze ontvanger kan je beter op de achterkant van de maan zetten 🙂

  3. Als ze het ontvangstspectrum wat breder maken 50 – 100 Mhz dan kom je enerzijds bij de BB uit en anderzijds bij de re-ionisatie z10.6 uit. daar gebeuren allerlei interessante dingen die de curve van betrouwbare referenties kan voorzien die je zo naast de Gunn–Peterson trough en Lyman spectra kan leggen. Er is dus werk aan de winkel. Onze eigen ionosfeer die op deze frequentie heel grillig is geeft me wel zorgen over de betrouwbaarheid.

Laat wat van je horen

*

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