straling in alle kleuren van het elektromagnetische spectrum komt richting aarde, van x-stralen tot radiogolven. voor sterrenkundigen is het een blijvende uitdaging om de fysische processen die hiervoor verantwoordelijk zijn te doorgronden. vanaf de eerste ontdekking van radiostraling uit het heelal nam het onderzoek naar het ‘ongeziene’ universum en de ontwikkeling van radiotelescopen een hoge vlucht.
Het ongeziene universum: radionieuws uit de kosmos
Aan de eerste astronomen vertelde de kosmos zijn verhaal in zichtbaar licht, het deel van het elektromagnetische spectrum dat het menselijke oog kan waarnemen. Galileo Galilei was in 1609 de eerste om zijn zelfgemaakte telescoop naar de maan en de satellieten van Jupiter te richten. Zo maakte hij komaf met het beeld dat de hemel een groot koepelscherm was waarop de hemellichamen geometrische choreografieën uitvoerden ter verwondering van de toeschouwers op Aarde. De verfijning van optische telescopen en instrumenten begon toen aan een gestage vooruitgang die de structuur en de fysica van de kosmos hielp ontrafelen.
Het verhaal dat het Heelal in zichtbaar licht vertelt, is maar het topje van de ijsberg. Straling in alle kleuren van het elektromagnetische spectrum komt richting Aarde, van x-stralen tot radiogolven.
Het ontrafelen van de geheimen van de fysische processen achter al die straling is een blijvende uitdaging voor de sterrenkundigen. Een groot deel van het niet-zichtbare spectrum wordt door de atmosfeer van de Aarde gefilterd. Het radiospectrum komt grotendeels ongehavend uit de passage door de luchtlagen boven de Aarde, en onze eerste blik op het ‘ongeziene’ universum was dan ook in radiogolven.
De ontdekking van het bestaan van radiostraling aan de hemel gebeurde eerder toevallig. In 1928 werkte Karl Jansky, een jonge ingenieur van de Bell Telephone Laboratories in New Jersey, aan de verbetering van de technologie voor radiocommunicatie. Om de oorsprong van ruisbronnen te achterhalen bouwde hij een proefopstelling met een grote antenne die kon roteren. Hij kwam er al snel achter dat in de richting van onweersbuien de ruis aanzienlijk hoger was, zowel voor onweersbuien dichtbij als veraf. Daarnaast was er echter nog een derde ruisbron, waarvoor de oorzaak minder gemakkelijk te vinden was. Het kostte Jansky een jaar om die bron te achterhalen. Het signaal kwam en ging met een periode van ongeveer een dag. Oorspronkelijk dacht hij dan ook dat de Zon aan de oorsprong lag. Hij ontdekte echter dat de ruisbron niet in de richting van de Zon lag, en dat de periode ook niet precies een dag was: de periodiciteit van het signaal van 23 uur en 56 minuten kwam overeen met de lengte van een sterrendag, en de richting van het signaal bleek het centrum van onze Melkweg te zijn, in het sterrenbeeld Boogschutter. Vanaf die eerste ontdekking van radiostraling uit het Heelal nam het onderzoek van de hemel via radiostraling en de ontwikkeling van radiotelescopen een hoge vlucht. In de recente geschiedenis van de radiosterrenkunde bleek het onzichtbare heelal vaak de voorzet tot vruchtbaar en fascinerend astrofysisch onderzoek.
De ontwikkeling van de radiosterrenkunde kreeg een technologische boost na de Tweede Wereldoorlog, toen radartechnologen de weg (terug) vonden naar fundamenteel onderzoek. Een succesverhaal uit die periode is de observationele bevestiging in 1951 van een voorspelling van de astronomen Jan Oort (1900-1992) en zijn toenmalige student Hendrik van der Hulst (1918-2000). Ze voorspelden de aanwezigheid van een spectraallijn van waterstof op de golflengte van 21 cm. Waterstof is het meest voorkomende element in de kosmos en bestaat uit een kern (proton) en een elektron. Beide hebben een spin die ofwel parallel ofwel antiparallel uitlijnt. Het energieverschil komt overeen met de energie van een radiofoton met een golflengte van 21 cm. De overgang tussen de twee toestanden geeft met andere woorden aanleiding tot een signaal met een welbepaalde golflengte: een spectraallijn bij 21 cm. De overgang tussen de twee toestanden is echter heel onwaarschijnlijk volgens de wetten van de kwantummechanica. Dit maakt dat de spectraallijn slechts waarneembaar is dankzij de heel hoge abundantie van neutraal waterstof. Binnen het gezichtsveld van de radiotelescoop zal elke moleculaire wolk in de gezichtslijn bijdragen tot het uiteindelijke signaal. Elke moleculaire wolk veroorzaakt een detecteerbare lijn, maar niet steeds op dezelfde golflengte: de verschillende snelheden van de moleculaire wolken ten opzichte van de telescoop, zullen ervoor zorgen dat de verschillende lijnen van die wolken bij een verschoven golflengte worden waargenomen. De grootte van de verschuiving is rechtstreeks afhankelijk van de snelheid van de wolk in de gezichtslijn van de telescoop.
Dankzij de spectraallijn van 21 cm kon een detailkaart worden gemeten van alle moleculaire wolken in het vlak van ons Melkwegstelsel, en dus ook van de globale galactische dynamica en structuur
Dankzij de spectraallijn van 21 cm kon een detailkaart worden gemeten van alle moleculaire wolken in het vlak van ons Melkwegstelsel, en dus ook van de globale galactische dynamica en structuur. De rotatiecurves van ons eigen en andere melkwegstelsels vertonen echter een beeld dat helemaal niet overeenkomt met wat je zou verwachten van normale kepleriaanse banen: ver van het centrum van het melkwegstelsel verwacht je dat de snelheid afneemt, net zoals de snelheden van de buitenplaneten in ons eigen melkwegstelsel afnemen naarmate de afstand tot de zon groter wordt. De rotatiecurves van melkwegstelsels (inclusief het onze) zijn echter veel vlakker: moleculaire wolken blijven eenzelfde snelheid vertonen, onafhankelijk van hun afstand tot het centrum. Het besluit is dan dat er meer massa aanwezig moet zijn in de buitenste gebieden, veel meer dan waarneembaar is. Het gaat dan om massa zonder detecteerbare emissie maar met een detecteerbare zwaartekracht: zwarte materie (‘dark matter’) als het ware. Het achterhalen van de aard van die zwarte materie blijft ook nu nog één van de grote uitdagingen van de fysica en de sterrenkunde van de eenentwintigste eeuw.
De scherpte of de ruimtelijke resolutie waarmee een telescoop objecten aan de hemel kan onderscheiden, wordt beter naarmate de telescoop een grotere spiegeldiameter heeft. De Hubble Space Telescope, met zijn spiegel van 2,4 m, kan in zichtbaar licht een twintigste van een boogseconde onderscheiden (een boogseconde is een zestigste van een boogminuut, wat dan weer een zestigste is van een graad). Dat komt overeen met de schijnbare grootte van een muntstukje op vijf kilometer afstand. Als we met een telescoop beelden maken in licht van langere golflengten (zoals radiogolven), wordt de scherpte minder goed. Om bij radiogolven van 1cm golflengte een beeld te maken met dezelfde scherpte als de Hubble Space Telescope hebben we een telescoop nodig met een spiegel van zo’n honderd kilometer. Dat is natuurlijk niet haalbaar. Gelukkig konden radioastronomen in de naoorlogse jaren de radartechnieken van de Tweede Wereldoorlog toepassen voor de ontwikkeling van de interferometrie, een slimme techniek om een aantal kleinere telescopen te combineren tot een grote virtuele spiegel. De grootste afstand tussen twee telescopen bepaalt dan de scherpte waarmee de synthetische telescoop de hemel ziet. De signalen van elk paar telescopen in de interferometer worden bij elkaar opgeteld, en vertellen de astronomen hoeveel licht er van de hemel komt, gezien door een specifiek masker dat bepaald wordt door de positie van de twee telescopen ten opzichte van het object aan de hemel. Uit de combinatie van de signalen van de verschillende telescoopparen in de interferometer puren krachtige computers de meest aannemelijke verdeling van licht aan de hemel die de puzzel doet passen. Het is een beetje als het oplossen van een gigantische Mastermind, met rijen van duizenden pinnetjes die ook duizenden kleuren kunnen hebben. Het duurt even, ook voor een krachtige computer met een slim algoritme, voordat alle kleurtjes op de juiste plaats staan.
De eerste interferometers zorgden al vlug voor een verrassend resultaat: er was een sterke radiobron, zelfs één van de sterkste bronnen aan de hemel, ergens in het sterrenbeeld Zwaan, maar ver weg van het vlak van ons melkwegstelsel. De nauwkeurige positiebepaling was geen sinecure met de beperkte positionele nauwkeurigheid van de eerste radio-interferometers. Toch kon de optische straling van dezelfde bron worden bepaald. De verrassing kwam toen bleek dat één van de helderste radiobronnen aan de hemel niet dicht bij de Zon staat – meer nog, het ging om een ander melkwegstelsel op grote afstand. Het heldere radiomelkwegstelsel Cygnus A bleek één van de merkwaardigste te zijn onder de toen gekende melkwegstelsels.
De energieproductie van Cygnus A moest astronomisch groot zijn. De zoektocht naar andere extragalactische radiobronnen toonde aan dat de diversiteit aan radiobronnen groot is: sommige waren goed ruimtelijk oplosbaar en dus groot, maar andere waren merkwaardig compact en klein. Eén van de sterkste compacte bronnen bleek in de buurt te vallen van een heldere sterachtige puntbron, zonder een duidelijk alternatieve identificatie. Het toeval wil dat de maan in dezelfde gezichtslijn bewoog: de bedekking door de Maan bewees onherroepelijk dat de puntbron inderdaad de radiobron was. Ook nu weer kwam de verrassing van de roodverschuiving, veroorzaakt door het uitdijende heelal: hoe groter de roodverschuiving, hoe verder het melkwegstelsel staat en hoe langer het licht onderweg is tot het door ons gedetecteerd wordt. Met een roodverschuiving van z=0.158 bevond de heldere ‘quasistellaire’ (of quasar) radiobron (3C 273) zich ook weer op grote kosmologische afstand: alle golven werden waargenomen op een golflengte die 1 158 keer de rustgolflengte is. Gelijkaardige quasars werden snel gevonden op nog grotere roodverschuivingen.
Het vergde vele decennia van onderzoek om te komen tot een globale beschrijving, waarbij de radiomelkwegstelsels evenals de radioluide en stille quasars in een meer globaal fysisch taxonomisch model kon worden gegoten van de ‘Active Galactic Nuclei’(AGN). De melkwegstelsels staan op kosmologische afstand maar zijn toch goed detecteerbaar dankzij accretie-energie naar hun centraal supermassief zwart gat. De schattingen zijn dat de totale massa in die melkwegstelselkernen verschillende miljoen zonmassa’s moeten zijn per melkwegstelsel. Afhankelijk van de accretie en de gezichtslijn zullen deze stelsels andere observationele eigenschappen vertonen.
Quasars, als heldere puntbronnen met hoge roodverschuiving, zijn een ideaal baken om de geschiedenis van ons heelal te onderzoeken
Quasars, als heldere puntbronnen met hoge roodverschuiving, zijn ook een ideaal baken om de geschiedenis van ons heelal te onderzoeken. De fundamentele fysica wordt toetsbaar en de voorspellingen dat de zwaartekracht de ruimte zelf kromt, wordt meetbaar wanneer de straling van een verre quasar langs een melkwegstelsel of zelfs een cluster van melkwegstelsels op minder hoge roodverschuiving passeert. De gekromde ruimte zorgt er immers voor dat er verschillende beelden verschijnen van dezelfde quasar. Ook de eerste ontdekking van deze macrogravitatielenzen (in 1979) hebben we aan de radiosterrenkunde te danken. Al snel werd duidelijk dat de massa, nodig om de gemeten afbuigingen te verklaren, vele malen groter was dan wat detecteerbaar was. Dit vormt ook nu nog een sterk bewijs voor het bestaan van zwarte materie.
Niet alle melkwegstelsels hebben AGN-kernen, maar grote roodverschuiving zorgt er wel voor dat hun emissie opgeschoven wordt waargenomen in het infrarode, submillimeter- en radiodomein. Bij golflengten van 1 mm hebben melkwegstelsels op zowat alle afstanden dezelfde schijnbare helderheid, van stelsels vlakbij tot stelsels aan de grens van de waarneembare kosmos. De reden hiervoor is dat stelsels die zich verder van ons af bevinden, zich ook sneller van ons weg bewegen, en een grotere roodverschuiving tonen. Melkwegstelsels vlakbij zien we vooral in zichtbaar licht. In millimetergolven zien we ze eerder zwak. Voor melkwegstelsels met een roodverschuiving is de zichtbare lichtpiek verschoven naar langere golflengten, en bij 1 mm compenseert dat precies voor het verlies aan licht door de afstand. Scherpe telescopen bouwen voor golflengten rond 1 mm loont dan ook de moeite. De kracht van dit golflengtegebied werd recent nog geïllustreerd door de Herschel Space Observatory, die het diffuse achtergrondsignaal kon differentiëren naar een tapijt van individuele melkwegstelsels.
Hoog op het Chajnantor Plateau in Chili is recent de Atacama Large Millimeter Array (ALMA) op volle kracht beginnen werken. ALMA is een revolutionaire interferometer voor millimeter en submillimeter golflengtes. Een internationale samenwerking tussen Noord-Amerika, Europa, Japan en Chili bouwde een interferometer met meer dan zestig antennes die in verschillende configuraties op het plateau kunnen worden neergezet, met afstanden tussen de antennes die kunnen variëren van 15 m tot 16 km. Dit levert uiterst gevoelige beelden en uiterst scherpe beelden: bij 0.3 cm komt de resolutie van de gereconstrueerde interferometrische beelden overeen met de resolutie van de optische Hubble Space Telescope (0.05 boogseconden). Er is voor de Chileense hoogvlakte gekozen omwille van de extreme hoogte en dus de beperkte laag atmosfeer boven de telescoop. Met name waterdamp absorbeert (sub)millimetergolven, dus de keuze voor een locatie met een beperkte hoeveelheid waterdamp tussen de telescoop en hemel levert een grote winst aan gevoeligheid. Als alle waterdamp in de atmosfeer boven de ALMA-site in Chajnantor zou uitvallen in regen, vinden we amper een halve millimeter water in onze pluviometer.
In het interstellair midden en in de enveloppen rond geëvolueerde sterren zijn inmiddels al bijna tweehonderd verschillende moleculen gedetecteerd
Naast het uitpluizen van het kosmische tapijt van roodverschoven melkwegstelsels zal ALMA ook dichterbij voor ongeziene metingen zorgen. Langere golflengten worden minder gehinderd door verduisterende stofwolken in de gezichtslijn. Bovendien tonen vele complexe moleculen hun vingerafdruk in spectrale lijnen in het submillimetergebied van het elektromagnetische spectrum. In het interstellair midden en in de enveloppen rond geëvolueerde sterren zijn inmiddels al bijna tweehonderd verschillende moleculen gedetecteerd. Sommige daarvan wijzen op vormingsomstandigheden die ook gunstig zijn voor de vorming van aminozuren. Het is de hoop en de verwachting dat ALMA een reeks nieuwe moleculen aan de lijst zal toevoegen, en zo de speurtocht naar de bouwstenen van buitenaards leven zal vooruithelpen. De gevoeligheid van ALMA voor de emissie van koud stof, samen met een scherpe blik aan de hemel, opent ook perspectieven voor het beter begrijpen van de vorming van planetenstelsels. Eén van de eerste hogeresolutiebeelden die ALMA produceerde, met de langste basislijn van 15 km tussen antennes in de interferometer, toont een verbluffend beeld van de stofschijf rond de jonge ster HL Tau. De schijf rond deze ster toont donkere lanen, die voorspeld worden als planeten in vorming het stof op hun baan als een stofzuiger opruimen.
Bij het in beeld brengen van het ongeziene universum staat ALMA niet alleen. In 2018 wordt de James Webb Space Telescope gelanceerd, met nabij-infrarode en mid-infrarode instrumenten. Onlangs zette de Europese Zuidelijke Sterrenwacht ESO ook het licht op groen voor de bouw van de Extremely Large Telescope, met een spiegel van 39 m en onder meer ook een krachtig infrarood instrument. Hiermee gaat het ontrafelen van het ongeziene universum gestaag verder.
Francis Graham-Smith, Unseen Cosmos. The Universe in Radio. (Oxford: Oxford University Press, 2013).
Bart Vandenbussche en Hans van Winckel zijn als sterrenkundigen verbonden aan de KU Leuven.
This work is licensed under a Creative Commons Attribution-NonCommercial-NoDerivs 3.0 Unported License