MACS J0454.1-0300: Webb fotografeert een gouden cluster van sterrenstelsels met lichtbogen

De gouden cluster en de uitgerekte oranje bogen

De goudkleurige sterrenstelsels die over het hele beeld verspreid liggen, horen bij MACS J0454.1-0300. We zien de cluster zoals hij was toen het heelal ongeveer 8 miljard jaar oud was; zijn licht is dus iets minder dan 6 miljard jaar onderweg geweest. Dat getal hebben we zelf uitgerekend (13,8 min 8 is 5,8); het komt niet van ESA. De gouden stelsels zijn elliptische sterrenstelsels, met het grootste en helderste stelsel in het midden.

Die gouden tint heeft een natuurkundige oorzaak, ook al zijn de kleuren kunstmatig. Elliptische stelsels bevatten weinig gas waaruit nieuwe sterren kunnen ontstaan. Hun licht komt daarom vooral van oude, koele sterren, en die stralen naar verhouding meer licht uit bij langere golflengten. De opname gebruikt tien banden van 0,9 tot 4,4 micrometer, bijna allemaal infrarood, en geeft de langere golflengten roder weer. Zo krijgen zulke stelsels een gouden kleur.

De oranje bogen links horen niet bij de cluster. Het zijn veel verder weg gelegen sterrenstelsels, en de zwaartekracht van de cluster heeft hun vorm tot bogen uitgerekt. Daarnaast heeft de uitdijing van het heelal hun licht naar langere, rodere golflengten verschoven. Voor zulk licht is Webb veel gevoeliger dan Hubble. Daarom toont Webb honderden sterrenstelsels die op een Hubble-opname van dezelfde cluster uit 2014 ontbreken.

Hoe een cluster vergroot, en waar die 300 keer vandaan komt

Een cluster is een enorme massa, en massa buigt de baan van licht af. Als de uitlijning nauwkeurig genoeg is, kan licht van een sterrenstelsel op de achtergrond ons langs meerdere gebogen wegen bereiken. Zo ontstaan bogen en soms meerdere beelden van één object. Vier of meer beelden van één sterrenstelsel vragen een zeer precieze uitlijning; volgens ESA/Webb komt dat maar bij 10–20% van de clusters voor.

Een zwaartekrachtlens maakt geen enkel stukje van de bron helderder, maar spreidt de bron uit over een groter stuk hemel. De vergroting is de oppervlakte van het beeld gedeeld door die van de bron: van een beeld met 300 keer zoveel oppervlakte en dezelfde helderheid per stukje ontvangen we 300 keer zoveel licht. De vergroting is het grootst vlak bij bepaalde lijnen aan de hemel, de kritieke curven. Voor een geïdealiseerde puntbron geeft de theorie daar een onbegrensde vergroting. Een echte bron heeft een eindige grootte, dus blijft ook de vergroting eindig – en hoe kleiner de bron, hoe hoger die kan oplopen. Daarom horen de grootste getallen bij kleine klonten, niet bij hele sterrenstelsels.

Het getal 300 komt van kleine heldere klonten in de vergrote achtergrondstelsels, soms niet groter dan 5 lichtjaar, die in een aantal gevallen meer dan 300 keer vergroot lijken. Dankzij de lens kan Webb objecten bestuderen die te zwak zijn om met zijn spiegel van 6,5 meter op eigen kracht waar te nemen.

Wat dit veld laat zien, en wat er nog komt

In het veld staan meerdere beelden van sterrenstelsels uit het jonge heelal: een groep sterrenstelsels die we zien zoals die 2 miljard jaar na de oerknal was, en één stelsel uit de tijd van slechts 800 miljoen jaar na de oerknal. De groep lijkt samen te smelten; vermoedelijk heeft dat een grote uitbarsting van stervorming op gang gebracht. Onderzoekers vonden in MACS J0454.1-0300 twee keer de zeldzame configuratie van vier of meer beelden van hetzelfde sterrenstelsel. Het is de eerste keer dat zo’n configuratie meer dan één keer in dezelfde cluster is gezien.

De gegevens komen uit twee Webb-programma’s. Het ene, onder leiding van L. Furtak (programma 5058), zoekt naar losse sterren uit het eerste miljard jaar van het heelal die achter een zwaartekrachtlens liggen. In deze cluster gaat het programma één achtergrondstelsel herhaaldelijk volgen, op zoek naar afzonderlijke sterren die enorm vergroot verschijnen; dat moet nog gebeuren, en het persbericht meldt geen resultaten. Het andere, onder leiding van S. Fujimoto (programma 6882), wil een grote steekproef van clusters op veel golflengten waarnemen, om te onderzoeken hoe de stervorming in vroege sterrenstelsels op gang kwam.

Waar de cluster staat, en wat je zelf kunt zien

De cluster staat in Orion, op een rechte klimming van 4h 54m en een declinatie van −3° (de lengte en breedte aan de hemel), net ten zuiden van de hemelevenaar. Daardoor is hij vanaf beide halfronden van de aarde te zien. Op de breedte van Amsterdam klimt hij hooguit tot ongeveer 35° boven de zuidelijke horizon. Begin december staat hij aan de hemel recht tegenover de zon; daarom staat hij dan rond middernacht het hoogst.

Met eigen ogen is het een ander verhaal. De SIMBAD-database geeft voor het helderste sterrenstelsel van de cluster magnitude 18,1 in de nabij-infrarode I-band, en geen enkel stelsel van de cluster heeft daar een visuele (V-)magnitude die helderder is dan 19. Zulke zwakke stelsels zie je ook door een amateurtelescoop niet: volgens een gangbare vuistregel reikt een telescoop van 40 centimeter tot ongeveer magnitude 15, en magnitude 19 is ongeveer 40 keer zwakker. Dat de lichtbogen op deze opname te zien zijn, danken we aan Webbs gevoeligheid voor infrarood; door een oculair zie je er niets van.