Wat Lyman-alfa astronomen vertelt

De vingerafdruk van waterstof

Neutrale waterstof — één proton, één elektron — wisselwerkt zeer sterk met licht op één golflengte in het verre ultraviolet: 1216 ångström (121,6 nanometer). Dat is precies de energie van de sprong tussen de laagste baan van het elektron en de eerstvolgende daarboven. Geef het atoom een foton met die energie en het elektron klimt omhoog; laat het terugvallen en er komt een foton met die energie uit. Die ene overgang, in beide richtingen genomen, is de Lyman-alfalijn — en die twee richtingen zijn het hele verhaal hieronder: emissie wanneer het licht eruit komt, absorptie wanneer het wordt weggenomen.

Lyman-alfa-emissie

Overal waar waterstof wordt geïoniseerd — zijn elektron losgerukt, zoals gebeurt rond hete jonge sterren of de felle kern van een actief sterrenstelsel — en daarna recombineert, valt het terugkerende elektron trapsgewijs door zijn banen omlaag en passeert het vaak de Lyman-alfastap, waarbij een foton van 1216 ångström vrijkomt. Genoeg van zulk gas licht zichtbaar op bij die golflengte. In een ver sterrenstelsel dat druk sterren vormt, kan Lyman-alfa de helderste lijn van het hele spectrum zijn, wat haar tot een werkpaard maakt voor het vinden en bevestigen van sterrenstelsels in het vroege heelal: vang die ene heldere lijn, meet hoe ver het uitdijende heelal haar heeft uitgerekt, en je hebt de roodverschuiving van het stelsel — en daarmee een ruwe afstand en zijn plaats in de kosmische tijd.

De emissie traceert ook het gas waar ze vandaan komt. Lyman-alfafotonen verstrooien heel gemakkelijk aan neutrale waterstof en kaatsen vele malen heen en weer voordat ze eruit raken; ze lekken dus langzaam weg en lichten een diffuse halo rond het sterrenstelsel op. De grootte en vorm van die halo, en het precieze profiel van de lijn, zijn gevoelig voor hoeveel neutraal gas het stelsel omringt en hoe gemakkelijk ioniserende straling eraan kan ontsnappen — precies de vraag die wordt gesteld aan de sterrenstelsels waarvan men denkt dat ze hebben geholpen het vroege heelal te reïoniseren.

Het Lyman-alfawoud

Draai de geometrie nu om. Richt een telescoop op een heldere, verre quasar en spreid zijn licht uit tot een spectrum. Net onder de Lyman-alfagolflengte breekt de gladde gloed op in een dicht struikgewas van donkere absorptielijnen — tientallen of honderden, dicht opeengepakt. Dat struikgewas is het Lyman-alfawoud, en elke lijn erin is de schaduw van een waterstofwolk die het licht van de quasar op weg naar ons heeft doorkruist.

Eén enkele wolk zou één enkele lijn achterlaten. Maar het licht van een verre quasar doorkruist vele afzonderlijke klonten en filamenten van gas, elk op een andere afstand — en dus bij een andere roodverschuiving. Elk absorbeert bij 1216 ångström in zijn eigen referentiekader, maar tegen de tijd dat die schaduw ons bereikt, heeft het uitdijende heelal hem uitgerekt naar een langere golflengte, met een hoeveelheid die afhangt van hoe ver de wolk weg staat. Het resultaat is niet één lijn maar een hele kam ervan, uitgespreid over het spectrum — een woud, waarin elke boom een wolk op zijn eigen afstand markeert.

Wat het woud in kaart brengt

Het gas dat deze lijnen maakt, is het intergalactische medium: de ijle waterstof die de ruimte tussen de sterrenstelsels vult, meegetrokken langs hetzelfde kosmische web van filamenten en vlakken dat de sterrenstelsels natekenen. Waar het web dichter is, is de absorptie dieper; waar het schaars is, komt meer licht door. Het woud is dus een kaart van de gewone materie in het vroege heelal, afgelezen niet aan wat gloeit, maar aan wat zich aftekent tegen een achtergrondlamp. Het is het rijkst bij hoge roodverschuiving — ruwweg roodverschuiving 2 en verder — waar de uitgerekte Lyman-alfalijn in de zichtbare band valt en het tussenliggende gas dik genoeg is om een dicht woud achter te laten.

Een meetlat aan de rand van de kaart

Daarom zijn surveys zoals DESI erin geïnteresseerd. Surveys van sterrenstelsels komen op de grootste afstanden uiteindelijk zonder stelsels te zitten die helder genoeg zijn om te meten, maar heldere quasars zijn veel verder zichtbaar, en hun Lyman-alfawouden dragen dezelfde baryon-akoestische meetlat die in alle materie is afgedrukt. Door de absorptie langs vele zichtlijnen naar quasars te correleren — en die kruislings te correleren met de quasars zelf — wint DESI de akoestische schaal terug bij roodverschuivingen boven 2, en breidt het zijn kaart van de kosmische uitdijing uit tot in een tijdperk dat sterrenstelsels alleen niet kunnen bereiken.

Een sonde van het ioniserende heelal

Het woud is ook een gevoelige graadmeter voor hoe geïoniseerd het heelal is. De meeste intergalactische waterstof is helemaal niet neutraal: ze wordt geïoniseerd gehouden door ultraviolet licht van sterrenstelsels en quasars, en alleen de kleine fractie die neutraal blijft, veroorzaakt Lyman-alfa-absorptie. De diepte en textuur van het woud hangen dus af van de sterkte van die ioniserende achtergrond — die op haar beurt afhangt van hoe gemakkelijk ioniserende fotonen ontsnappen uit de sterrenstelsels die ze maken. Hier sluit zich de cirkel met de Lyman-alfa-emissie hierboven: de ontsnappende ioniserende straling die astronomen rond afzonderlijke sterrenstelsels proberen te vangen, is wat die achtergrond voedt — zo worden de halo’s van afzonderlijke stelsels en het woud ertussen twee manieren om dezelfde fysica te lezen. Bestudeer welke stelsels ioniserend licht laten weglekken en je bestudeert wat het woud vormgeeft; lees het woud zorgvuldig en je legt het ioniserende budget van de hele kosmos aan banden.

In één zin

De Lyman-alfalijn — de overgang van waterstof bij 1216 ångström — bereikt ons op twee manieren: als emissie, die verre sterrenstelsels en de gashalo’s eromheen doet oplichten, en als het absorptiewoud dat het licht van een quasar onderweg naar ons verzamelt; de eerste helpt astronomen sterrenstelsels te vinden en te peilen hoe hun straling ontsnapt, het tweede brengt het gas tussen de sterrenstelsels in kaart en meet de kosmische uitdijing tot waar de sterrenstelsels ophouden.