Hoe ultraviolette straling van de eerste sterren en sterrenstelsels waterstof opnieuw ioniseerde en het heelal transparant maakte
In de kosmische geschiedenis markeert reionisatie het einde van de Donkere Eeuwen – de periode na recombinatie waarin het heelal gevuld was met neutrale waterstofatomen en er nog geen heldere bronnen (sterren, sterrenstelsels) waren. Toen de eerste sterren, sterrenstelsels en quasars begonnen te stralen, ioniseerden hun hoogenergetische (voornamelijk ultraviolette) fotonen het omringende waterstofgaswolk, waardoor het neutrale intergalactische medium (IGM) veranderde in sterk geïoniseerd plasma. Dit fenomeen, bekend als kosmische reionisatie, veranderde de grootschalige transparantie van het heelal aanzienlijk en bereidde het toneel voor het voor ons bekende, met licht gevulde heelal.
In dit artikel bespreken we:
- Neutraal heelal na recombinatie
- Het eerste licht: sterren van populatie III, vroege sterrenstelsels en quasars
- Het ionisatieproces en de vorming van bellen
- De tijdsverloop en observatiebewijzen
- Onbeantwoorde vragen en huidige onderzoeken
- Het belang van reionisatie in de moderne kosmologie
2. Neutraal heelal na recombinatie
2.1 Donkere Eeuwen
Ongeveer vanaf 380.000 jaar na de Oerknal (toen de recombinatie plaatsvond) tot de vorming van de eerste lichtbronnen (ongeveer na 100–200 miljoen jaar) was het heelal grotendeels neutraal, bestaande uit waterstof en helium, overgebleven van de nucleosynthese van de Oerknal. Deze periode wordt de Donkere Eeuwen genoemd, omdat er zonder sterren of sterrenstelsels geen significante nieuwe lichtbronnen waren, behalve de afkoelende kosmische microgolfachtergrond (KMA).
2.2 Dominantie van neutraal waterstof
Tijdens de Donkere Eeuwen bestond het intergalactische medium (IGM) vrijwel geheel uit neutraal waterstof (H I), dat ultraviolet fotonen sterk absorbeert. Toen materie begon samen te klonteren in donkere materiehaloes en oude gaswolken instortten, vormden zich de eerste sterren van populatie III. Hun overvloedige stralingsstromen veranderden later de toestand van het IGM ingrijpend.
3. Het eerste licht: sterren van populatie III, vroege galaxies en quasars
3.1 Sterren van populatie III
Theoretisch wordt aangenomen dat de eerste sterren – sterren van populatie III – geen metalen hadden (bestonden bijna uitsluitend uit waterstof en helium) en waarschijnlijk zeer massief waren, mogelijk tientallen tot honderden zonsmassa's. Ze markeerden het einde van de Donkere Eeuwen, vaak de Kosmische dageraad genoemd. Deze sterren straalden overvloedige ultraviolet (UV) straling uit die waterstof kon ioniseren.
3.2 Vroege galaxies
Terwijl structuren hiërarchisch vormden, verenigden kleine donkere materiehaloes zich tot grotere, waaruit de eerste galaxies ontstonden. In deze ontstonden sterren van populatie II, die de stroom UV-fotonen verder verhoogden. Uiteindelijk werden deze galaxies – niet alleen sterren van populatie III – de belangrijkste bron van ioniserende straling.
3.3 Quasars en AGN
Hoog-rodeverschuivings-quasars (actieve galactische kernen gevoed door superzware zwarte gaten) droegen ook bij aan reionisatie, vooral wat helium (He II) betreft. Hoewel hun invloed op waterstofreionisatie nog wordt bediscussieerd, wordt aangenomen dat de rol van quasars vooral later toenam, bijvoorbeeld bij de reionisatie van helium rond z ~ 3.
4. Het ionisatieproces en bubbels
4.1 Lokale ionisatiebubbels
Elke nieuwe ster of galaxie die hoogenergetische fotonen begon uit te zenden, liet deze fotonen naar buiten reizen en ioniseerde zo het omringende waterstof. Dit vormde geïsoleerde "bubbels" (of H II-gebieden) van geïoniseerd waterstof rond de bronnen. Aanvankelijk waren deze bubbels eenzaam en vrij klein.
4.2 Interactie tussen bubbels
Naarmate het aantal nieuwe bronnen en hun helderheid toenamen, breidden deze geïoniseerde bubbels zich uit en verenigden ze zich. Het ooit neutrale IGM veranderde eerst in een lappendeken van neutrale en geïoniseerde gebieden. Toen het reionisatie-tijdperk ten einde liep, smolten de H II-gebieden samen en werd het grootste deel van het heelal waterstof geïoniseerd (H II) in plaats van neutraal (H I).
4.3 Tijdsschaal van reionisatie
Men wordt aangenomen dat reionisatie enkele honderden miljoenen jaren duurde, waarbij de rode verschuivingen liepen van ongeveer z ~ 10 tot z ~ 6. Hoewel de exacte data nog onderwerp van onderzoek zijn, was het grootste deel van het IGM bij z ≈ 5–6 al geïoniseerd.
5. Tijdlijn en waarnemingsbewijzen
5.1 Gunn–Peterson effect
Een belangrijke indicator van reionisatie is de zogenaamde Gunn–Peterson test, die de spectra van verre quasars onderzoekt. Neutraal waterstof in het IGM absorbeert fotonen goed bij bepaalde golflengten (vooral in de Lyman-α lijn), waardoor een absorptiegebied in het quasar-spectrum ontstaat. Waarnemingen tonen aan dat bij z > 6 dit Gunn–Peterson effect sterk wordt, wat wijst op een veel groter aandeel neutraal waterstof en het einde van de reionisatie benadrukt [1].
5.2 Kosmische microgolfachtergrond (CMB) en polarisatie
CMB-metingen geven ook aanwijzingen. Vrije elektronen in het geïoniseerde medium verstrooien CMB-fotonen, waardoor een polarizatiesignaal op grote hoekschalen achterblijft. Gegevens van WMAP en Planck beperken het gemiddelde tijdstip en de duur van de reionisatie [2]. Door de optische diepte τ (verstrooiingskans) te meten, kunnen kosmologen bepalen wanneer het grootste deel van het waterstof in het heelal geïoniseerd werd.
5.3 Lyman-α emitters
Waarnemingen van sterrenstelsels die een sterke Lyman-α lijn uitstralen (zogenaamde Lyman-α emitters) leveren ook informatie over reionisatie. Neutraal waterstof absorbeert Lyman-α fotonen gemakkelijk, dus het detecteren van deze sterrenstelsels bij hoge roodverschuivingen toont aan hoe transparant het IGM was.
6. Onbeantwoorde vragen en huidige onderzoeken
6.1 Verhouding van bijdragen van verschillende bronnen
Een van de fundamentele vragen is de verhouding van bijdragen van verschillende ioniserende bronnen. Hoewel duidelijk is dat de vroegste sterrenstelsels (vanwege de massieve sterren die daarin gevormd werden) belangrijk waren, blijft het onderwerp van discussie hoeveel populatie III sterren, gewone sterrenstelsels en quasars bijdroegen aan de reionisatie.
6.2 Zwakke sterrenstelsels
Recente gegevens suggereren dat een aanzienlijk deel van de ioniserende fotonen afkomstig kan zijn van zwakke, moeilijk waarneembare sterrenstelsels, die lastig te detecteren zijn. Hun rol kan cruciaal zijn geweest bij het beëindigen van de reionisatie.
6.3 21 cm kosmologie
Waarnemingen van de 21 cm waterstoflijn bieden de mogelijkheid om het reionisatie-tijdperk direct te bestuderen. Experimenten zoals LOFAR, MWA, HERA en de toekomstige Square Kilometre Array (SKA) streven ernaar om de verdeling van neutraal waterstof in kaarten weer te geven, waarbij wordt getoond hoe geïoniseerde bellen veranderden tijdens de reionisatie [3].
7. Het belang van reionisatie in de moderne kosmologie
7.1 Vorming en evolutie van sterrenstelsels
Reionisatie werkte als materie die zich kan terugtrekken in structuren. Toen het IGM geïoniseerd werd, bemoeilijkte de hogere temperatuur de gasinstorting in kleine halo's. Daarom is het noodzakelijk om het effect van reionisatie te evalueren om de hiërarchische ontwikkeling van sterrenstelsels te begrijpen.
7.2 Terugkoppeling
Reionisatie is geen eenrichtingsverkeer: de ionisatie en verhitting van gas remt latere stervorming. Warmer, geïoniseerd medium klapt minder goed in, dus foto-ionisatie feedback kan de stervorming in de kleinste halo's onderdrukken.
7.3 Testen van astrofysische en deeltjesfysische modellen
Door reionisatiegegevens te vergelijken met theoretische modellen kunnen wetenschappers het volgende testen:
- De eigenschappen van de eerste sterren (populatie III) en vroege sterrenstelsels.
- De rol van donkere materie en de structuur op kleine schaal.
- De nauwkeurigheid van kosmologische modellen (bijv. ΛCDM), mogelijke aanpassingen of alternatieve theorieën.
8. Conclusie
Reionisatie vult de geschiedenis van het Universum aan – van een neutrale, donkere begintoestand tot een met licht gevulde, geïoniseerde intergalactische medium. Dit proces werd aangedreven door de eerste sterren en sterrenstelsels, waarvan het ultraviolet licht geleidelijk waterstof ioniseerde door het hele heelal (tussen z ≈ 10 en z ≈ 6). Observatiegegevens – van quasarspectra, Lyman-α lijnen, CMB-polarisatie tot de nieuwste 21 cm-lijn observaties – reconstrueren deze periode steeds nauwkeuriger.
Er blijven echter veel fundamentele vragen: Wat waren de belangrijkste bronnen van reionisatie? Hoe verliep en was de structuur van de ionisatiegebieden precies? Hoe beïnvloedde reionisatie de verdere vorming van sterrenstelsels? Nieuwe en toekomstige onderzoeken beloven een dieper inzicht te bieden, waarbij wordt benadrukt hoe astrofysica en kosmologie verweven zijn om een van de grootste vroege transformaties van het Universum te creëren.
Links en verdere lectuur
- Gunn, J. E., & Peterson, B. A. (1965). “On the Density of Neutral Hydrogen in Intergalactic Space.” The Astrophysical Journal, 142, 1633–1641.
- Planck Collaboration. (2016). “Planck 2016 Intermediate Results. XLVII. Planck Constraints on Reionization History.” Astronomy & Astrophysics, 596, A108.
- Furlanetto, S. R., Oh, S. P., & Briggs, F. H. (2006). “Cosmology at Low Frequencies: The 21 cm Transition and the High-Redshift Universe.” Physics Reports, 433, 181–301.
- Barkana, R., & Loeb, A. (2001). “In the Beginning: The First Sources of Light and the Reionization of the Universe.” Physics Reports, 349, 125–238.
- Fan, X., Carilli, C. L., & Keating, B. (2006). “Observational Constraints on Cosmic Reionization.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 415–462.
Met deze belangrijke observaties en theoretische modellen zien we reionisatie als een uitzonderlijke gebeurtenis die de Donkere Eeuwen beëindigde en de weg opende naar indrukwekkende kosmische structuren die zichtbaar zijn aan de nachtelijke hemel, terwijl het ook een onschatbare kans bood om de vroege lichtmomenten van het Universum te bestuderen.