Seltene Doppelquasare durchleuchten das Wasserstoff-Netzwerk unseres Kosmos

27. April 2017

Die Materie im Raum zwischen den Galaxien bildet ein gewaltiges Netzwerk verbundener Filamente. Fast alle Atome im Universum sind Teil dieses kosmischen Netzwerks – die meisten davon direkte Überbleibsel der Urknallphase. Jetzt hat ein Team unter Leitung von Forschern des Max-Planck-Instituts für Astronomie erstmals die Feinstruktur dieses Netzwerks rund 2 Milliarden Jahre nach dem Urknall vermessen: mit einer neuen Methode, die das Netzwerk mithilfe von Paaren sehr heller, nahe beieinander stehender Quasare durchleuchtet. Die Ergebnisse helfen, die sogenannte Reionisierungsära der kosmischen Geschichte zu rekonstruieren. Sie erscheinen am 28. April in der Fachzeitschrift Science.

Hintergrundinformationen Bilder und Download-Bereich Ausführliche Beschreibung
Abbildung 1: Schnappschuss einer Supercomputer-Simulation des kosmischen Netzwerks vor 11,5 Milliarden Jahren. Mehrere solcher Modelle wurden erzeugt und anschließend mit den Quasar-Beobachtungen verglichen, um Rückschlüsse auf die Eigenschaften des Universums kurz nach der Reionisierungs-Ära zu ziehen. Die Seitenlänge des gezeigten würfelförmigen Ausschnitts beträgt 24 Millionen Lichtjahre.

Zu den ödesten Gebieten im Universum gehören die abgelegeneren Regionen des intergalaktischen Raums. In den ausgedehnten Weiten zwischen den Galaxien finden sich in jedem Kubikmeter nur ein paar wenige Atome, Überbleibsel der Urknallphase. Aber über das gesamte Weltall gemittelt sind die meisten Atome im Universum Teil genau dieses verdünnten Gases: des kosmischen Netzwerks, dessen Filamente Milliarden von Lichtjahren lang sein können.

Jetzt hat ein Astronomenteam unter der Leitung von Astronomen des Max-Planck-Instituts für Astronomie (MPIA) erstmals die Feinstruktur dieses urtümlichen Wasserstoff-Netzwerks vermessen. Obwohl die kartierten Regionen soweit entfernt sind, dass ihr Licht mehr als 11 Milliarden Jahre benötigt, um uns zu erreichen, gelang es den Astronomen, Strukturunterschiede auf Größenskalen von nur einigen hunderttausend Lichtjahren zu vermessen – vergleichbar der Größe einzelner Galaxien.

Abbildung 2: Schematische Darstellung der Technik, die genutzt wurde, um die Struktur des kosmischen Netzwerk auf kleinen Größenskalen zu erkunden. Dazu wurde Licht eines weit entfernten Quasar-Paares beobachtet. Dessen Spektren (rechts unten) enthalten Informationen über die Gaswolken, die das Licht auf seiner Reise zur Erde durchquert hat, sowie über die Abstände dieser Gaswolken von der Erde.

Das betreffende intergalaktische Gas ist so verdünnt, dass es selbst kein nachweisbares Licht aussendet. Stattessen haben die Astronomen seine Struktur indirekt untersucht: Sie beobachteten, wie das Gas das Licht ferner Lichtquellen absorbiert, sogenannter Quasare. Dabei handelt es sich um eine relativ kurze, aber extrem leuchtstarke Phase der Entwicklung bestimmter Galaxien. Die freigesetzte Energie geht auf Materie zurück, die in das zentrale supermassereiche Schwarze Loch der Galaxie fällt. Quasare sind damit so etwas wie kosmische Leuchttürme – helle, ferne Lichtquellen, die es den Astronomen erlauben, die intergalaktischen Atome zu untersuchen, die sich zwischen einem irdischen Astronomen und dem Quasar befinden. Allerdings dauert die Quasar-Phase nur einen kleinen Bruchteils der Lebenszeit einer typischen Galaxie. Entsprechend selten sind Quasare am Himmel zu finden. Typischerweise sind solche Quasare hunderte von Millionen von Lichtjahren voneinander entfernt.

Um das kosmische Netzwerk auf deutlich kleineren Größenskalen zu untersuchen, nutzten die Astronomen extrem seltene, zufällige Anordnungen von Quasaren aus: Quasarpaare, die von der Erde aus dicht am Himmel nebeneinander stehen. Dann bestimmten sie die Unterschiede der Lichtabsorption durch intergalaktische Atome entlang der zwei benachbarten Sichtlinien.

Erstautor Alberto Rorai, Postdoktorand an der Universität Cambridge und ehemaliger MPIA-Doktorand, sagt: "Eine der größten Herausforderungen bestand darin, statistische Werkzeuge zu entwickeln, um die winzigen Unterschiede im Licht der Quasarpaare quantitativ zu beschreiben." Rorai entwickelte diese Werkzeuge als Teil der Forschung für seine Doktorarbeit, die er am MPIA anfertigte, und wendete sie auf Quasarspektren an, die für diesen Zweck an drei Observatorien aufgenommen worden waren: die 10-Meter-Keck-Teleskope auf dem Mauna Kea auf Hawaii und zwei Teleskope in der Atacamawüste in Chile, nämlich das Very Large Telescope der Europäischen Südsternwarte (ESO) mit 8 Metern Durchmesser sowie das Magellan Telescope am Las Campanas Observatory mit 6,5 Metern Durchmesser.

Abbildung 3: Spektren zweier Mitglieder eines der engen Quasar-Paare, die für diese Studie genutzt wurden. Die leichten Unterschiede der Absorptionsstruktur entlang der beiden Sichtlinien erlaubt es den Forschern, Rückschlüsse auf die Struktur des kosmischen Netzwerks bei kleineren Größenskalen zu ziehen.

Die Astronomen verglichen ihre Ergebnisse anschließend mit Supercomputer-Rechnungen, welche die Entwicklung kosmischer Strukturen vom Urknall bis zur Gegenwart simuliert hatten. "Auf Grundlage der Gesetze der Physik erhalten wir mit unseren Simulationen ein künstliches Universum, das sich direkt mit den Beobachtungsdaten vergleichen lässt. Ich habe mich sehr gefreut, dass die neuen Messungen zu den gängigen Vorstellungen dafür passen, wie kosmische Strukturen entstehen" sagt Jose Oñorbe, Postdoktorand am MPIA, der für die Supercomputer-Simulationen verantwortlich war. Auf einem einzigen Laptop würden diese komplexen Rechnungen fast hunderttausend Jahre Rechenzeit beansprucht haben. Mithilfe moderner Supercomputer konnten die Forscher sie binnen weniger Wochen durchführen.

Joseph Hennawi, Leiter der ehemaligen Forschungsgruppe am MPIA, an der das Projekt durchgeführt wurde, erklärt: "Ein Grund, warum die Strukturen auf diesen Größenskalen so interessant ist, besteht darin, dass sie Informationen über die Gastemperatur im kosmischen Netzwerk einige wenige Milliarden Jahre nach dem Urknall enthalten". Nach heutigem Wissen vollzog sich im Universum damals ein grundlegender Wandel, während der sich die Temperatur der Materie drastisch änderte. Im Laufe dieser kosmischen Reionisierungsära wurde die Ultraviolettstrahlung der Sterne und Quasare im Kosmos intensiv genug, um die Atome im intergalaktischen Raum ihrer Elektronen zu entkleiden. Wann und wie diese Reionisierung stattfand ist eine der wichtigsten offenen Fragen der Kosmologie. Die neuen Messungen liefern interessante Hinweise darauf, wie dieses Kapitel der kosmischen Geschichte im Einzelnen abgelaufen sein dürfte.

Hintergrundinformationen

Die hier beschriebenen Ergebnisse sind veröffentlicht als A. Rorai et al., "Measurement of the Small-Scale Structure of the Intergalactic Medium Using Close Quasar Pairs" in der Ausgabe vom 28. April 2017 der Fachzeitschrift Science.

Fachartikel Rorai et al. auf der Webseite des Science Magazine

Hinweis für Journalisten: Weitere Informationen, inklusive Exemplare des Fachartikels, sind Online als Teil des Science Press Package zugänglich unter http://www.eurekalert.org/jrnls/sci (Benutzername und Passwort nötig). Rückfragen und direkter Kontakt: +1-202-326-6440 und scipak@aaas.org .

Von Seiten des MPIA waren beteiligt: Alberto Rorai (auch: University of Cambridge), Joseph F. Hennawi (auch: University of California at Santa Barbara [UCSB]), Jose Oñorbe, Girish Kulkarni (auch: University of Cambridge),  Khee-Gan Lee (jetzt Lawrence Berkeley National Laboratory [LBL]) und Michael Walther

in Zusammenarbeit mit

Martin White (UCSB und LBL), J. Xavier Prochaska (University of California at Santa Cruz) und Zarija Lukic (UCSB und LBL)

[Zurück zum Anfang]

Weitere Abbildungen und Downloadbereich

Abbildung 1: Schnappschuss einer Supercomputer-Simulation des kosmischen Netzwerks vor 11,5 Milliarden Jahren. Mehrere solcher Modelle wurden erzeugt und anschließend mit den Quasar-Beobachtungen verglichen, um Rückschlüsse auf die Eigenschaften des Universums kurz nach der Reionisierungs-Ära zu ziehen. Die Seitenlänge des gezeigten würfelförmigen Ausschnitts beträgt 24 Millionen Lichtjahre.

Abbildung 1

Abbildung 2: Schematische Darstellung der Technik, die genutzt wurde, um die Struktur des kosmischen Netzwerk auf kleinen Größenskalen zu erkunden. Dazu wurde Licht eines weit entfernten Quasar-Paares beobachtet. Dessen Spektren (rechts unten) enthalten Informationen über die Gaswolken, die das Licht auf seiner Reise zur Erde durchquert hat, sowie über die Abstände dieser Gaswolken von der Erde.

Abbildung 2

Abbildung 3: Spektren zweier Mitglieder eines der engen Quasar-Paare, die für diese Studie genutzt wurden. Die leichten Unterschiede der Absorptionsstruktur entlang der beiden Sichtlinien erlaubt es den Forschern, Rückschlüsse auf die Struktur des kosmischen Netzwerks bei kleineren Größenskalen zu ziehen.

Abbildung 3

[Zurück zum Anfang]

Ausführliche Beschreibung: Seltene Zwillings-Quasare vermessen Struktur des Kosmos

Auf den größten Längenskalen, nämlich bei hunderten von Millionen Lichtjahren und darüber, ist die wichtigste Struktur im Universum das kosmische Netzwerk: ein Netz zusammenhängender Filamente, die vor allem aus Dunkler Materie bestehen und sich über Milliarden von Lichtjahren erstrecken. Entlang dieser Filamente sind die Galaxien angeordnet, jede davon in einem eigenen Halo aus Dunkler Materie eingebettet, von Zwerggalaxien bis zu größeren Exemplare wie unserer Milchstraße mit Durchmessern von 100.000 Lichtjahren und mehr. Die massereichsten Galaxienhaufen finden sich dabei typischerweise an den Knoten des kosmischen Netzwerks, wo die kosmischen Filamente zusammentreffen.

Die Galaxien füllen allerdings nur einen winzigen Bruchteil des Volumens der Netzwerks. Den Großteil des Volumens macht der intergalaktische Raum aus. In diesen riesigen Gebieten zwischen den Galaxien gibt es weder Sterne noch Planeten. Materie ist dort nur in Form vereinzelter Atome anzutreffen: Wasserstoff- und Heliumgas, das direkt von der Urknallphase übriggeblieben ist, im Mittel ein Atom pro Kubikmeter, in den Filamenten des kosmischen Netzwerks einige Atome pro Kubikmeter. Wo sich die Galaxien als Einsprengsel in den Filamenten präsentieren bilden die Atome so etwas wie eine diffuse Wolke, anhand derer sich die Verteilung Dunkler Materie im kosmischen Netzwerk verfolgen lässt.

Filament-Netzwerk im Wandel

Wie sich das kosmische Netzwerk mit der Zeit verändert ist eine der zentralen Fragen der Kosmologie. Die Schlüsselrolle bei der Suche nach einer Antwort spielen komplexe kosmologische Simulationen. Die gängigen Modelle gehen davon aus, dass die großräumige Struktur aus winzigen Dichtefluktuationen der Materie kurz nach dem Urknall entstand, also vor 13,8 Milliarden Jahren. Die Informationen, die wir über die kosmische Frühgeschichte besitzen, stammen aus der kosmischen Hintergrundstrahlung: der elektromagnetischen Strahlung, die freigesetzt wurde, als das ursprüngliche Plasma im Universum sich zu Wasserstoffatomen verbunden hatte und der Kosmos damit durchsichtig geworden war. Die Inhomogenitäten in der kosmischen Hintergrundstrahlung, entsprechend Bereichen leicht höherer und leicht geringerer Dichte, sind der Ausgangspunkt für die Entwicklung der großräumigen Struktur.

Simulationen wie die Millennium-Simulation und ihre Verwandten können nachvollziehen, wie aus diesen frühen Inhomogenitäten das kosmische Netzwerk mit seinen Filamenten entstanden sind, wie wir es heute, 13,8 Milliarden später, um uns herum sehen: Bereiche leicht höherer Dichte haben auch eine etwa höhere Gravitationsanziehung; das wiederum erhöht die Dichte in diesen Bereichen mit der Zeit immer mehr. Asymmetrien führen dazu, dass sich inhomogene Regionen letztlich zu den schlanken Filamenten zusammenziehen, die das kosmische Netzwerk ausmachen. Auf diesem Szenario beruhen die heutigen Modelle der kosmischen Evolution. Die Frage, wie unter diesen Bedingungen Galaxien entstanden sind und sich entwickelt habe ist eine zentrale Frage der modernen Forschung zur Kosmologie.

Umso wichtiger sind Möglichkeiten, die heutigen Modelle der Evolution des kosmischen Netzwerks auf die Probe zu stellen. Dabei gibt es allerdings ein grundsätzliches Problem. Die Dunkle Materie ist per Definition dunkel, leuchtet also nicht. Aber auch das intergalaktische Gas ist von so geringer Dichte, dass es keine nachweisbaren Mengen an Licht aussendet.

Das kosmische Netzwerk durchleuchten – mit Quasaren

Glücklicherweise gibt es aber eine spezielle Beobachtungstechnik, mit der sich das intergalaktische Medium nachweisen lässt. Entscheidend ist dabei nicht Licht, welches das Wasserstoffgas aussendet, sondern Licht einer weiter entfernten Quelle, die das Gas absorbiert. Die betreffenden Lichtquellen sind Quasare: ein Quasar ist eine vergleichsweise kurze Phase im Leben einer Galaxie, während derer der galaktische Kern beachtliche Mengen an Licht aussendet. Die Energiequelle dafür ist der Einfall von Materie auf das zentrale supermassereiche Schwarze Loch der betreffenden Galaxie. Quasare sind extrem hell – ein einziger Quasar kann heller sein als alle hunderte von Milliarden Sterne der betreffenden Galaxie zusammen. Damit sind Quasare über extrem große Distanzen hinweg sichtbar. Die entferntesten uns bekannten Quasare sind soweit entfernt, dass ihr Licht fast 13 Milliarden Jahre unterwegs war, um uns zu erreichen.

Im Vergleich mit ganzen Galaxien sind die lichtaussendenden Regionen der Quasare sehr klein; was die Beobachtungsmöglichkeiten der Astronomen angeht sind sie von Punktquellen nicht zu unterscheiden. Aus der Analyse der Spektren der Quasare lässt sich sowohl auf die Menge als auch auf die Distanzen des Wasserstoffgases schließen, welches das Quasarlicht auf seinem Weg zur Erde durchquert hat. Im Spektrum, also der regenbogenartigen Aufspaltung des Lichts, zeigt sich die Absorption in Form enger dunkler Linien, die Absorptionslinien heißen. Je mehr Wasserstoff das Licht durchqueren musste, umso tiefer und ausgeprägter sind die Absorptionslinien.

Als eine Konsequenz der kosmischen Expansion – des Umstandes, dass sich die Galaxien im Universum über große Distanzen hinweg sämtlich voneinander fort bewegen – wird Licht von weit entfernten Objekten wie den Quasaren in Richtung auf längere Wellenlängen hin verschoben. Dieses Phänomen heißt kosmische Rotverschiebung.

Abhängig davon, wie weit das Quasarlicht bereits gereist ist bevor es auf intergalaktisches Wasserstoffgas trifft, ist es bereits um einen bestimmten Betrag rotverschoben worden. Der Betrag der Rotverschiebung lässt Rückschlüsse auf die Strecke zu, welche das Licht bis dahin bereits zurückgelegt hat. Je nach dieser Rotverschiebung findet die Absorption durch das betreffende Wasserstoffgas in einer unterschiedlichen Region des Quasarspektrums statt. Entsprechend lässt das hier auf der Erde aufgeschlüsselte Spektrum des Quasarlichts nicht nur Rückschlüsse darauf zu, wie viel Wasserstoff das Licht durchquert hat, sondern erlaubt es, die gesamte Geschichte der Reise des Lichts nachzuzeichnen und zu rekonstruieren, in wie großer Entfernung entlang der Sichtlinie das Licht auf absorbierende Wasserstoffwolken getroffen ist.

Dieser Umstand macht Quasare zu wichtigen Informationsquellen, was die intergalaktischen Atome zwischen dem Quasar und der Erde angeht. Der Nachteil ist allerdings, dass die Episoden, während derer ein Galaxienkern zu einem hellen Quasar wird, nur einen Bruchteil der Gesamtlebensdauer einer Galaxie ausmachen. Entsprechend sind Quasare am Himmel sehr selten, und liegen typischerweise hunderte von Millionen von Lichtjahren voneinander entfernt. Mit anderen Worten: wir müssen schon sehr viel Glück haben, um in einer gegebenen Himmelsregion überhaupt einen Quasar zu finden. Quasare bieten entsprechend nur sehr seltene Gelegenheit, das intergalaktische Medium zu durchleuchten.

Eine Frage unterschiedlicher Größenskalen

Räumliche Verteilung kann auf ganz unterschiedlichen Größenskalen interessante Strukturen aufweisen. Die Filamente des kosmischen Netzwerks selbst beispielsweise können hunderte von Millionen Lichtjahren oder noch länger sein. Aber ihre Dichte kann auf deutlich kürzeren Längenskalen variieren – ein Filament kann an einem bestimmten Ort eine bestimmte Dichte haben, aber hunderttausend Lichtjahre weiter dann eine etwas andere Dichte. Um die kosmologischen Simulationen zu überprüfen, ist es wichtig, sie auf allen Längenskalen mit den Beobachtungen zu vergleichen.

In der radialen Richtung, also für Regionen mit etwas geringerer oder etwas größerer Entfernung zu uns, lässt sich mithilfe der kosmologischen Rotverschiebung leider auf kurzen Längenskalen keine Struktur ableiten. Die Rotverschiebung der Absorptionslinien wird nämlich durch die Eigenbewegung sowohl der Gaswolken im Ganzen als auch der Atome in den Gaswolken beeinflusst (Dopplereffekt); auf zu geringen Abstandsskalen lassen sich diese Effekte von der kosmologischen Rotverschiebung nicht genau genug unterscheiden.

Um die Dichtevariationen des kosmischen Netzwerks auf einer Skala von beispielsweise zehntausend Lichtjahren zu bestimmen muss man daher Himmelsregionen anvisieren, die fast in der gleichen Blickrichtung liegen – gerade soweit auseinander, dass die betreffenden Teilgebiete des kosmischen Netzwerks senkrecht zur Blickrichtung zehntausend Lichtjahre entfernt sind – und deren Dichten vergleichen.

Ein Problem ist dabei allerdings, dass jeder einzelne Quasar uns nur Aufschlüsse über die Eigenschaften des kosmischen Netzes in einer einzigen Blickrichtung gibt. Um benachbarte Regionen zu vergleichen benötigen wir mindestens zwei solcher Einblicke, die direkt nebeneinander erfolgen müssen. An dieser Stelle wird der Umstand, dass Quasare am Himmel so selten sind, zu einem Problem.

Die Suche nach Quasar-Paaren

Ein wichtiger Teil der Arbeit von Joseph Hennawi und seinen Kollegen über die letzten Jahre hinweg widmete sich der Lösung genau dieses Problems: der Suche nach extrem seltenen Quasar-Paaren, also Quasaren, die direkt nebeneinander am Himmel stehen. Gegeben die Seltenheit von Quasaren an sich ist die Wahrscheinlichkeit, zufällig auf ein solches Quasar-Paar zu treffen, extrem gering. Man muss in der Regel rund 10.000 eng benachbarte Objektpaare am Himmel untersuchen um auf ein einziges Quasar-Paar zu stoßen.

Hennawi war einer der ersten, die Algorithmen aus dem Bereich maschinelles Lernen, einem Teilbereich der künstlichen Intelligenz, auf dieses Problem anwandte. So war es ihm möglich, die gewaltigen Datenmengen moderner digitaler Himmelsdurchmusterungen effizient auf mögliche Quasar-Paare hin auszuwerten.

Während seiner Zeit als Forschungsgruppenleiter am Max-Planck-Institut für Astronomie (2009 bis 2016) durchsuchten Hennawi und seine Kooperationspartner auf diese Weise systematisch nach Quasar-Paaren im Sloan Digital Sky Survey, im Baryonic Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS und im 2dF quasar redshift survey. Als Ergebnis dieser Suche sind jetzt mehrere Hundert Quasar-Paare bekannt. Die bei derartigen Durchusterungen eingesetzten Spektrografen sind allerdings nicht besonders gut geeignet, um getrennte Spektren so nahe benachbarter Quasare aufzunehmen. Die Astronomen mussten daher Nachbeobachtungen vornehmen, um geeignete Spektren ihrer Quasar-Paare zu erhalten.

Quasar-Paare, Beobachtungen und Statistik

Sobald ein Quasar-Paar gefunden und vermessen ist, können die Daten genutzt werden, um die Absorptionsunterschiede der intergalaktischen Atome entlang der beiden leicht unterschiedlichen Sichtlinien zu bestimmen. Selbst dann ist es allerdings nicht einfach, direkte Schlussfolgerungen auf die Struktur des kosmischen Netzwerks zu ziehen. Dazu sind die Einblicke zu selten und liegen zu weit auseinander. Das aktuelle Projekt begann, als Alberto Rorai 2011 als Doktorand ans Max-Planck-Institut für Astronomie kam. Das Ziel seiner Doktorarbeit würde es sein, neue mathematische und statistische Methoden zu entwickeln, mit denen sich aus den Beobachtungsdaten auf die Struktur des kosmischen Netzwerks auf vergleichsweise kleinen Größenskalen schließen ließ. Rorai entwickelte dann in der Tat eine Reihe solcher Techniken, die direkt auf die für die Astronomen interessanten Forschungsfragen zugeschnitten waren. Dazu gehört insbesondere die Frage, wie der Gasdruck dazu führt, dass besonders dichte Teilregionen des kosmischen Netzwerks sich ausdehnen – und die Dichtestrukturen des kosmischen Netzwerks auf diese Weise etwas geglättet werden.

Rorai wandte seine statistischen Werkzeuge auf die Spektren von 25 Quasar-Paaren an, die Hennawi mit weiteren Kollegen an einigen der größten Teleskope der Welt aufgenommen hatten. Zum Einsatz waren dabei sowohl die Keck-Teleskope am W. M. Keck Observatory auf dem Mauna Kea auf Hawaii gekommen, die je zehn Meter Spiegeldurchmesser haben, als auch zwei Teleskope in der chilenischen Atacama-Wüste: das Very Large Telescope der Europäischen Südsternwarte (ESO) mit 8 Metern Durchmesser und das Magellan Telescope am Las Campanas Observatory mit 6,5 Metern Durchmesser. Das Licht der betreffenden Quasare war zwischen 10,4 und 12,3 Milliarden Jahre zu uns unterwegs (z=2,0 bis 4,4). Absorptionslinien dieser Quasare enthalten Informationen über das kosmische Netzwerk so, wie es zwischen 1.4 und 3.3 Milliarden Jahre nach dem Urknall aussah. Die Quasarpaare stehen so dicht benachbart, dass sie es erlauben, die Strukturen des kosmischen Netzwerks auf Größenskalen von nur einigen hunderttausenden Lichtjahren zu erkunden – also fast auf den Größenskalen einzelner Galaxien.

Das Nachspiel der Reionisierungsära

Die Astronomen verglichen die Ergebnisse dieser Auswertung mit Supercomputer-Modelle, welche die Entwicklung der kosmischen Strukturen vom Urknall bis zur Jetztzeit simulieren. Diese Modelle nutzen bestimmte Parameterwerte, um die Temperaturvariationen im Gas des kosmischen Netzwerks zu beschreiben. Diese Parameterwerte enthalten wiederum Informationen über eine Übergangsphase der kosmischen Geschichte, die sich zwischen 650 Millionen und 2,2 Milliarden Jahre nach dem Urknall ereignet hat: in diesem Zeitraum, der als Reionisierungsära bekannt ist, hat die intensive Strahlung der ersten Sterne sowie der aktiven Kerne einiger der ersten Galaxien das intergalaktische Wasserstoff- und Heliumgas erhitzt und ionisiert – ein wichtiger Phasenübergang im frühen Universum.

Über die darauffolgenden Milliarden von Jahre hinweg hat sich das Gas des kosmischen Netzwerks langsam abgekühlt. Die Temperaturvariationen gehen aber auch mit Dichteveränderungen einher: Wann immer die Temperatur ansteigt wird sich das Gas ausdehnen und dabei seine Dichte verkleinern. Diese Dichteveränderungen sind ungleich langlebiger als die Temperaturunterschiede. Mit ihrer Hilfe kann man die Temperaturunterschiede daher im Nachhinein rekonstruieren: Man misst Dichtefluktuationen des kosmischen Netzwerks auf kleinen Größenskalen und schließt aus deren Eigenschaften auf die Temperaturvariationen während der Reionisierungsära zurück. Diese Informationen wiederum sind wichtig um herauszufinden, wann und wie die Reionisierung im einzelnen stattgefunden hat – eine der größten offenen Fragen der modernen Kosmologie.

Vergleich mit Simulationen

Um Beobachtungen und Simulationen vergleichen zu können, ist allerdings einiges an Rechenaufwand vonnöten. Die betreffenden Simulationen nahm José Oñorbe vor, ein Postdoktorand am Max-Planck-Institut für Astronomie. Sie berücksichtigen zum einen, wie die Dunkle Materie nach der Urknallphase zusammenklumpte und auf diese Weise das Rückgrat des kosmischen Netzwerks entstand. Zum anderen vollziehen sie nach, wie sich vor diesem Hintergrund das Wasserstoff- und Heliumgas entwickelte, das entlang der Filamente treibt.

Die Forscher erzeugten 13 verschiedene Möglichkeiten für eine solche Evolution, mit leicht unterschiedlichen Parameterwerten für die Temperaturstruktur und die Eigenschaften des Drucks, der die Inhomogenitäten im Gas mit der Zeit zumindest zum Teil ausgleicht. Auf einem einzigen Laptop würden die entsprechenden Rechnungen knapp Tausend Jahre Rechenzeit erfordern. Mit modernen Supercomputern konnten die Forscher diese Rechnung binnen weniger Tage durchführen.

Die Astronomen fanden in der Tat eine Kobination von Parameterwerten, die mit ihren Beobachtungsdaten gut übereinstimmt – und damit den Bogen schlägt von der Struktur des kosmischen Netzwerks vor rund 11 Milliarden Jahren bis zur Temperaturentwicklung nach der Reionisierungsära. Das sind gute Neuigkeiten für die aktuellen kosmologischen Modelle: Es gibt in der Tat Parameterwerte, welche die Messungen an den Quasar-Paaren erklären können. Die Parameterwerte selbst liefern interessante Detailinformationen über die Reionisierungsära. Konkret zeigt der Vergleich deutliche Glättung der Inhomogenitäten auf Längenskalen, die im heutigen Universum bei 200.000 bis 300.000 Lichtjahren liegen. Das entspricht der Vorhersage der besten heutigen Modelle für Strukturbildung und Reionisierungsära.

Wissenschaft ist international: Sowohl Hennawi als auch Rorai sind inzwischen vom MPIA aus weitergezogen: Hennawi ging im Jahre 2015 als Professor an die University of California, Santa Barbara. Rorai trat 2014 an der Universität Cambridge eine Postdoc-Stelle an.

[Zurück zum Anfang]

Zur Redakteursansicht