De afstand tot het Oog van Sauron

NGC 4151, het "Oog van Sauron" is een actief sterrenstelsel
waarvan men onlangs de afstand nauwkeurig heeft bepaald.
Opname: NASA.

NGC 4151 is een actief sterrenstelsel in het sterrenbeeld Jachthonden. Omwille van zijn uitzicht wordt het soms het Oog van Sauron genoemd. We kenden tot voor kort de afstand tot dit stelsel niet echt goed: de schattingen liepen uiteen van 12 tot 100 miljoen lichtjaar. Afstanden tot sterrenstelsels bepalen is niet zo gemakkelijk, vooral als er geen Cepheïden in het stelsel zitten en als er nog geen type Ia supernovae in zijn geweest. 

Maar onlangs slaagde een team sterrenkundigen er toch in om de afstand tot NGC 4151 vrij nauwkeurig te bepalen. Daarvoor gebruikten ze een zeer speciale methode. In het centrum van dit actieve stelsel zit een superzwaar zwart gat. Rond dit zwarte gat zit een schijf van stof en gas, de zogenaamde accretieschijf. Materie vanuit die schijf valt neer op het zwarte gat, waardoor het steeds groter wordt. Het zwarte gat straalt zichtbaar licht en ultraviolet licht uit. De helderheid van dit licht fluctueert onregelmatig, met nu en dan uitbarstingen en daarna rustigere periodes. Het ultraviolette licht wordt opgevangen door de accretieschijf. Het wordt door het stof in de schijf omgezet naar infrarood licht en opnieuw uitgestraald. Veronderstel nu dat er een uitbarsting is van zichtbare en ultraviolette licht bij het zwarte gat. Door de eindige lichtsnelheid duurt het een tijdje vooraleer een deel van dit licht de schijf heeft bereikt en is omgezet naar infrarood licht. Op Aarde zien we dus de uitbarsting in zichtbaar en ultraviolet licht eerst en pas later zien we ook de uitbarstinging in infrarood licht (dat een “omwegje” langs de schijf heeft gemaakt). Uit het tijdsverschil volgt de straal van de accretieschijf: die is gewoon gelijk aan het tijdsverschil maal de lichtsnelheid: 300 000 km per seconde tijdsverschil.

De truc is om de werkelijke afmetingen van de schijf te meten via het tijdsverschil tussen de uitbarstingen in zichtbaar licht en in infrarood licht en om de schijnbare afmetingen van de schijf (in boogseconden dus) te meten door in infrarood licht naar de kern van het sterrenstelsel te kijken. Uit de verhouding tussen de twee volgt de afstand tot de schijf en dus tot het sterrenstelsel.

De schijf rondom het zwarte gat in het centrum van NGC 4151 is aan de hemel erg klein: niet meer dan een duizendste van een boogseconde. Men gebruikte daarom interferometrie, met de Keck telescopen in Hawaii, om de schijf aan de hemel op te meten. Dit combineerde men met waarnemingen van de lichtvariaties van NGC 4151 van 2000 tot 2010. Men vond een afstand van 62 miljoen lichtjaar, met een nauwkeurigheid van 10%. Men hoopt nu de zelfde techniek te kunnen toepassen op andere actieve sterrenstelsels, waar ook een superzwaar zwart gat in zit met daar rond een accretieschijf.

De zwaarste ster

De zwaarste ster die we kennen, R136a1 (achtergrond),
vergeleken met een normale O-type ster (blauw), de Zon
(geel) en een rode dwerg (rood). Figuur: ESO/M. Kornmesser.

Onze Zon weegt 2000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 kg. Daarmee is ze slechts een bescheiden ster: uit de studie van dubbelsterren weten we dat er sterren zijn die flink wat zwaarder zijn. Als we wat geluk hebben, kunnen we bij een dubbelster de massa van de componenten meten. Daarvoor moeten beide sterren vrij dicht bij elkaar staan en bijvoorbeeld in enkele dagen of enkele weken om elkaar draaien. Als de helderheid van de beide sterren niet te veel verschilt, kunnen we in het spectrum de lijnen zien verschuiven en iets te weten komen over de snelheid van beide sterren in hun baan. Als dan de ene ster dan nog vóór de andere passeert, en het systeem dus een eclipserende dubbelster is, kunnen we de massa van de beide sterren afzonderlijk bepalen.

Uit onderzoek van dubbelsterren weten we dat de zwaarste sterren ook de helderste sterren zijn én dat het de heetste sterren zijn. Hun spectraaltype is O, of het zijn Wolf-Rayetsterren, een soort extreem hete en heldere sterren. De kampioen onder de dubbelsterren is WR 20a, een ster in de open sterrenhoop Westerlund 2 in het sterrenbeeld Carina. Het is een dubbelster waarvan beide componenten Wolf-Rayet sterren zijn. Uit waarnemingen blijkt dat de sterren 82 en 83 keer zo zwaar zijn als de Zon. Elke ster straalt ook een miljoen keer meer licht uit dan de Zon. Iets verderop staat nog WR 21a, een dubbelster met een Wolf-Rayet ster die misschien zelfs 87 keer zo zwaar is als de Zon en die begeleid wordt door een O-type ster die “slechts” 53 keer zo zwaar is als de Zon.

We weten dat de zwaarste sterren ook de helderste zijn. Daarom kunnen we zoeken naar zeer heldere sterren: die moeten dan zeer zwaar zijn. Deze zoektocht bracht sterrenkundigen naar de Grote Magellaanse Wolk, een naburig sterrenstelsel dat zich aan de zuidelijke hemel bevindt. In de Grote Wolk bevindt zich een jonge cluster van sterren, die men R136 noemt. Eén van de helderste sterren van deze cluster wordt aangeduid met “a1”. R136a1 straalt 8,7 miljoen keer meer licht uit dan de Zon, waaruit men afleidt dat deze ster 265 keer zo zwaar is als de Zon. Bij zijn geboorte was de ster wellicht zelfs 320 keer zo zwaar als de Zon. Daarmee is hij de zwaarste ster waarvan we een redelijke schatting van de massa hebben.

Van blauw en jong tot rood en dood

De twaalf onderzochte sterrenstelsels, waar net een uitbarsting
van stervorming is afgelopen.
Opnamen: NASA/ESA/P. Sell (Texas Tech University, Lubbock)

Sommige sterrenstelsels zijn productiever dan andere. Ze maken nieuwe sterren aan tegen een tempo dat honderd keer hoger ligt dan in onze Melkweg: enkele honderden sterren per jaar in plaats van enkele. We noemen ze daarom ook starburstgalaxies, zeg maar ster-uitbarsting-stelsels. Dergelijke stelsels zien er erg blauw uit. Dat komt door de vele jonge, zware en heldere sterren, die alle blauw van kleur zijn.

Vreemd is dat een dergelijke uitbarsting van stervorming niet blijft duren. Na typisch een paar honderd miljoen jaar valt de stervorming vrij plotseling (naar sterrenkundige normen toch) weer stil. Het sterrenstelsel wordt dan langzaam zwakker en wordt ook rood van kleur, omdat de blauwe sterren verdwijnen (supernova-explosies) waardoor op de lange duur nog enkel kleine rode sterretjes overblijven.

Hierbij rijzen twee vragen: (1) Wat zet de uitbarsting van stervorming in gang? en (2) Waarom stopt ze zo plotseling? Het klassieke antwoord op de eerste vraag is dat de stervorming op gang komt door het botsen en samensmelten van sterrenstelsels. Daarbij worden de koude gaswolken in de stelsels samengedrukt, waardoor de stervorming plotseling en zeer hevig in gang schiet.

Het klassieke antwoord op de tweede vraag is dat de stervorming stopt door de werking van het centrale superzware zwarte gat dat in het centrum van elk sterrenstelsel zit. Dat zwarte gat begint licht uit te stralen en gas weg te blazen (het sterrenstelsel krijgt een “actieve kern”) waardoor de stervorming ophoudt. Hoe dit echter juist in zijn werk gaat is niet helemaal duidelijk.

In een poging vraag (2) te beantwoorden onderzocht een team onder de leiding van Britse en Amerikaanse sterrenkundigen in totaal 12 zware sterrenstelsels. In elk van die sterrenstelsels was er net een uitbarsting van stervorming ten einde gelopen: Recentelijk (enkele tientallen miljoenen jaar geleden) waren ze nog zeer actief, maar nu niet meer. Twee derden van de onderzochte stelsels vertoonden lange slierten van sterren en gas, de typische sporen van samensmelting van sterrenstelsels. Bij drie vierden van de stelsels ontsnapte ook een grote hoeveelheid gas uit het stelsel met een snelheid van honderden tot duizenden kilometer per seconde. Dat snel bewegende gas is afkomstig van de sterrenwinden van jonge hete sterren en van ontploffende supernovae. Slechts drie stelsels hadden een actieve kern.

De sterrenkundigen concludeerden dat de stervorming in ster-uitbarsting-stelsels in gang werd gezet door het botsen en samensmelten van sterrenstelsels. Ze kwamen echter ook tot de verrassende conclusie dat niét de actieve kernen (met de superzware zwarte gaten) verantwoordelijk waren voor het beëindigen van de stervorming, maar wel de intense sterrenwind van de jonge hete sterren en van ontploffende supernovae. Wanneer de uitbarsting van stervorming begint, worden in korte tijd grote hoeveelheden zware sterren gevormd. Die produceren veel licht en sterrenwind en ontploffen spoedig als supernovae. Dit licht, deze sterrenwind en schokgolven door supernovae zorgen er dan voor dat het koude gas uit het sterrenstelsel wordt weggeblazen. Daardoor houdt de stervorming er even plots op als ze begonnen is. Het is dus de schuld van de pas gevormde sterren zélf dat de uitbarsting stopt, niet van het centrale superzware zwarte gat.

Waarom Mars zijn atmosfeer is verloren

Het verbrokkelde magneetveld van Mars kon de zonnewind
niet op een afstand houden, waardoor de atmosfeer in de
ruimte verloren ging.
Foto: NASA/Max Planck Institut/Zenit magazine

Eind september bereikte de MAVEN satelliet de planeet Mars. MAVEN is geen spectaculaire satelliet, want er is geen echte camera aan boord die mooie foto's maakt die dan in kranten en tijdschriften komen. Maar
MAVEN is wel een belangrijke missie, want de satelliet moet uitzoeken op welke manier Mars zijn dichte atmosfeer én zijn water is kwijtgeraakt.
Er zijn vele aanwijzingen dat er vroeger op Mars oppervlaktewater was, misschien zelfs meren en rivieren. Al dat water is nu verdwenen. Het zou er ook niet meer kunnen zijn, want de atmosfeer is vandaag zo ijl dat er geen vloeibaar water meer kán vóórkomen aan het oppervlak.
Men denkt dat Mars zijn atmosfeer is kwijtgeraakt door de inwerking van de zonnewind. Daardoor raken deeltjes in de bovenatmosfeer (waterstof, zuurstof) geïoniseerd (de elektronen worden van de atomen afgeslagen). Zo komen ze onder de invloed van de zonnewind en worden ze meegesleurd, wég van de planeet...
Bij de Aarde gebeurt dit niet, of toch veel minder. De Aarde heeft immers een globaal magneetveld, dat de zonnewind op een afstand houdt. Mars is zijn globaal magneetveld ongeveer 3,7 miljard jaar geleden verloren. Toen was de Zon ook nog veel actiever, en was de zonnewind veel intenser dan vandaag. Daardoor kon de planeet niet meer weerstaan aan de vernietigende werking van de zonnewind.
MAVEN moet uitvissen of dit scenario klopt. Met nauwkeurige instrumenten meet men hoe snel Mars op vandaag zijn atmosfeer verliest. De eerste resultaten lijken inderdaad de vermoedens te bevestigen: met de ultravioletspectrograaf zag men reeds hoe koolstof, zuurstof en waterstof aan een vrij hoog tempo de rode planeet verlaten. Wellicht is het meeste water van Mars de ruimte in verdwenen en onherroepelijk verloren. Dat is slecht nieuws voor toekomstige marskolonisten, die - net zoals alle mensen - veel water zullen nodig hebben. Maar wellicht blijft er toch nog hoop. De Marsrover Opportunity, die over het marsoppervlak rijdt, heeft in de marsbodem vrij rijkelijk ijs ontdekt, misschien toch voldoende om marskolonisten te voorzien van water.

Meer informatie in Zenit van november 2014.

Inflatie of geen inflatie?

De B-mode polarisatie, gemeten door BICEP2.
Figuur: BICEP2 samenwerking

De BICEP2 resultaten blijven voor discussie zorgen. In het voorjaar kondigde het team aan dat ze de gevolgen van inflatie in het jonge heelal had gevonden in de polarisatie van de kosmische achtergrondstraling. Door inflatie werd het heelal nét ná de Big Bang zodanig snel opgeblazen dat het er nu helemaal vlak en homogeen (althans op grote schaal) uitziet.

Inflatie komt kosmologen goed van pas maar de vraag is of ze ook écht is opgetreden. Inflatie veroorzaakt zwaartekrachtgolven en die golven veroorzaken een bepaald patroon van polarisatie (de zogenaamde “B-mode”, zie figuur) in de kosmische achtergrondstraling en dat was nu wat men met de BICPE2 telescoop aan de Zuidpool had gezien. 

Al snel bleek dat de sterrenkundigen te weinig rekening hadden gehouden met stof in onze Melkweg. dat stof oriënteert zich langsheen het magneetveld van onze Melkweg (zoals een klein kompasje) en polariseert daardoor een deel van de kosmische achtergrondstraling die vanuit het verre heelal naar de Aarde komt. De BICEP2 onderzoekers zouden die polarisatie verkeerdelijk hebben aangezien voor polarisatie door inflatie.

Alles draaide rond de waarnemingen van de Planck satelliet, die een poging heeft gedaan om de bijdragen van stof in de Melkweg tot de polarisatie te meten. De Planck onderzoekers beweren dat die bijdrage groot genoeg is om álle polarisatie van BICEP2 te verklaren, zodat BICEP2 dus helemaal géén inflatie zou ontdekt hebben. Het leek er op dat BICEP2 een slag in het water was geweest.

De metingen van de Planck satelliet zijn echter onzeker. Twee Griekse sterrenkundigen, Konstantinos Tassis en Vasiliki Pavlidou, berekenden onlangs aan de hand van een eenvoudig model dat de Planck metingen van polarisatie van stof in de Melkweg wel eens flink naast de werkelijkheid kunnen zitten. Daardoor krijgen de aanhangers van BICEP2 weer wat ademruimte: misschien is de bijdrage van stof in de Melkweg dan toch kleiner dan de onzekere resultaten van Planck ons vertellen en detecteerde BICEP2 toch kosmische inflatie. 

Het enige dat we momenteel dus zeker weten is dat we het niet zeker weten. De kwestie is echter bijzonder belangrijk: inflatie is immers een belangrijk “ingrediënt” van elke moderne kosmologische theorie. Inflatie is ook verbonden met theorieën van elementaire deeltjes, want het moet opgewekt worden door een “kwantumveld”. Een direct bewijs vinden voor inflatie is dus belangrijk. Een direct bewijs vinden dat er geen inflatie is, zou al even revolutionair zijn.

Wordt dus zonder twijfel vervolgd…