Opgegeten maar niet (helemaal) verteerd

Een indruk van de beweging van de sterren van Gaia-Enceladus (geel)
tijdens de botsing met ons melkwegstelsel, ongeveer 10 miljard jaar
geleden. Figuur: ESA; Koppelman, Villalobos and Helmi;
NASA/ESA/Hubble, CC BY-SA 3.0 IGO

Ons melkwegstelsel bestaat uit een platte schijf met veel jonge sterren met daar rond een bolvormige halo met oude sterren. De schijf bevat vooral jonge sterren. De halosterren zijn de oudste sterren in ons melkwegstelsel. Ze bevatten veel minder zwaardere elementen dan de sterren in de schijf. 

Een aantal sterren in de buurt van de Zon behoort tot de binnenste delen van de halo van ons melkwegstelsel en is blauwer dan de andere sterren. Deze halosterren bewegen zich ook anders doorheen ons sterrenstelsel: ze onderscheiden zich van de ‘normale’ sterren doordat ze een snelheid hebben die meer dan 200 km/s afwijkt van de gemiddelde snelheid van de sterren in onze buurt, de zogenaamde lokale ruststandaard. Vele van die halosterren bewegen zich trager rondom het centrum van ons melkwegstelsel dan de Zon. Sommige draaien zelfs de andere kant op, tegengesteld aan de algemene rotatie van ons sterrenstelsel.

Een team sterrenkundigen onder de leiding van Amina Helmi van de Universiteit van Groningen (Nederland) gebruikte recente nieuwe resultaten van Gaia satelliet om dertigduizend van deze bijzondere sterren te identificeren aan de hand van hun beweging ten opzichte van de Zon.Uit de beweging en de samenstelling van de sterren maakten de onderzoekers op dat deze sterren afkomstig zijn uit een ander sterrenstelsel en dat ze dus niét zijn geboren in ons melkwegstelsel. Ze noemden dit stelsel Gaia-Enceladus. 

Het Gaia-Enceladus sterrenstelsel is ongeveer 8 tot 11 miljard jaar geleden in botsing gekomen met ons melkwegstelsel. Door die botsing werd het helemaal uiteengetrokken. De individuele sterren van het stelsel verspreidden zich over ons melkwegstelsel. Vandaag herkennen we ze nog door hun lichtjes afwijkende samenstelling en doordat ze op een andere manier tussen de sterren bewegen. Ons melkwegstelsel heeft Gaia-Enceladus dus wel opgeslokt, maar niet helemaal verteerd. 

Meer leest u in Heelal, het tijdschrift van de Vereniging voor Sterrenkunde van januari 2019.

h / 6.626 070 040 E-34 m x m / s gehakt alstublieft...

De antieke kilogram. Foto: Greg L.

Om aan natuurkunde te doen hebben we zeven fundamentele eenheden: de seconde (tijd), de meter (afstand), de kilogram (massa), de ampère (stroom), de mol (hoeveelheid materie), de kelvin (temperatuur) en de candela (lichtsterkte).

Men moet deze eenheden nauwkeurig kunnen bepalen en meten: van de nauwkeurigheid van de eenheid hangt immers af hoe nauwkeurig we andere metingen kunnen doen. Hoe kunnen we een tijdsinterval nauwkeurig meten als we niet precies weten (en kunnen bepalen) hoe lang een seconde nu juist duurt?

De seconde en de meter zijn erg nauwkeurig bepaald. De seconde is de duur van een exact aantal zeer specifieke trillingen van een cesiumatoom en kan zeer precies worden gemeten. De meter is de afstand die licht in vacuüm aflegt in 1/299 792 458 van een seconde (u herkent de lichtsnelheid!).

Het zwakke punt in het systeem van eenheden is de kilogram. Die is nog altijd gedefinieerd als de massa van een blok platina-iridium die zich in een kluis bevindt in de buurt van Parijs. Van die ene "standaardkilogram" heeft men kopieën gemaakt, die men dan op hun beurt gebruikt om verdere massa's te ijken.

Het probleem is dat dit systeem  niet nauwkeurig genoeg is voor de moderne natuurkunde. Over de laatste eeuw heeft men afwijkingen gevonden in de standaardkilogram en zijn kopieën, die tot meer dan 50 microgram oplopen. Het lijkt niet veel, maar het is onaanvaardbaar voor moderne natuurkundige metingen...

Men besliste daarom om het systeem van natuurkundige eenheden anders in elkaar te zetten. De seconde en de meter blijven hetzelfde, maar de andere eenheden krijgen een andere definitie. Elk van deze definities is gekoppeld aan een natuurconstante, die in het nieuwe systeem een exacte waarde krijgt. Vergelijk dit met de definitie van de meter: die vertrekt van een per definitie exacte waarde van de lichtsnelheid (299 792 458 meter per seconde).

Om de kilogram te definiëren zal men de constante van Planck gebruiken. De plannen zijn om deze constante in mei 2019 een exacte waarde te geven, bijvoorbeeld 6.626 070 040 10^-34 kg m²/s. Eén kilogram is dan die massa, waarvoor men een waarde meet voor de constante van Planck van 6.626 070 040 10^-34 kg m²/s. Die metingen kunnen gebeuren met een erg gevoelige "weegschaal", een zogenaamde Wattbalans. Daar vergelijke men mechanische krachten met elektromagnetische krachten, wat toelaat om een hoeveelheid massa in de balans in overeenstemming te brengen met de constante van Planck.

Ook drie andere eenheden zullen een definitie krijgen op basis van een natuurconstante. Voor de ampère is dit de elementaire lading (de grootte van de lading van een proton of elektron). Voor de mol is dit het getal van Avogadro. Temperatuur zal men definiëren aan de hand van de constante van Boltzmann, die temperatuur verbindt met energie. De definitie van de candela blijft, net als die van de seconde en de meter, onveranderd.

De nieuwe definities zullen uiteraard niet veel veranderen in ons dagelijks leven. Ze zijn vooral van belang voor uiterst nauwkeurige metingen in laboratoria. De grootste verandering zal zijn dat natuurkundeboeken bij sommige natuurconstanten geen fout meer zullen opgeven: ze zullen exact gedefinieerd zijn. Het gaat om de constanten van Planck, Boltzmann, Avogadro, Josephson, von Klitzing, Faraday, de elementaire lading en de molaire gasconstante. Andere constanten zullen dan weer niet meer exact zijn, maar een foutenmarge meekrijgen: de temperatuur van het tripelpunt van water, de massa van het C-12 atoom en de permeabiliteit van vacuüm.

De veranderingen zouden in mei 2019 officieel worden... men zegge het voort!

Gewone materie en donkere materie in de kosmische achtergrondstraling

De waargenomen fluctuaties in de kosmische achtergrondstraling.
Figuur: ESA/Planck samenwerking.

Op de mailinglist van de Vereniging voor Sterrenkunde verscheen de vraag hoe men uit de kosmische achtergrondstraling kan afleiden hoeveel gewone en hoeveel donkere materie er in het heelal zit. Zijn beide niet identiek als het over zwaartekracht gaat?

Het antwoord is dat gewone materie zich in het jonge heelal anders gedroeg dan donkere materie. In het jonge heelal (bijvoorbeeld 100 000 jaar oud, temperatuur ongeveer 10000 graden) was de materie lichtjes onregelmatig verdeeld. Door fluctuaties in de zwaartekracht traden er op regelmatige plaatsen condensaties op, waar de materie wat dichter opeenpakte dan het gemiddelde. Daarnaast had je uiteraard ook plaatsen waar de materie minder dicht was. In zo'n verdichting reageerde gewone materie door de temperatuur ter plaatse wat te verhogen, waardoor de druk verhoogde en de samenklontering werd tegengewerkt. Dit veroorzaakte een soort van golven ("akoestische golven") in het heelal, met afwisselend plaatsen van grotere en kleinere dichtheid van gewone materie. Die golven zijn vandaag nog zichtbaar in de kosmische achtergrondstraling als kleine vlekjes (fluctuaties in de kosmische achtergrondstraling), aan de hemel ongeveer een derde graad groot.

De donkere materie "deed ook mee" aan de lokale condensaties, maar donkere materie warmt door samentrekking niet op, in tegenstelling tot gewone materie. Daardoor vormde donkere materie in het jonge heelal kleinere condensaties dan gewone materie. Die condensaties zien we vandaag in de achtergrondstraling als vlekjes van ongeveer een vijfde graad groot.

De verdeling van de grootte van de temperatuurfluctuaties in de kosmische
achtergrondstraling. Horizontaal staat grootte van de fluctuaties,
de verticale schaal is een maat voor het aantal vlekjes met een gegeven
afmeting. Figuur: ESA/Planck samenwerking.

De WMAP en Planck satellieten hebben de verdeling van de grootte van de vlekjes in de kosmische achtergrondstraling gemeten. Door te kijken hoeveel vlekjes van 1/3 graad en 1/5 graad er zijn, kan men een idee krijgen van hoeveel gewone en hoeveel donkere materie er in het heelal moet zitten. Kijken we naar de verdeling van de grootte van de vlekjes in de achtergrondstraling, dan zien we een aantal opeenvolgende pieken. De eerste piek, een aantal vrij grote vlekken, wordt vooral beïnvloed door de kromming van het heelal. Het is uit deze piek dat men afleidde dat ons heelal vlak is. De tweede piek zegt dat er veel vlekjes zijn van ongeveer een derde graad groot. Dit is een maat voor de hoeveelheid gewone materie. De derde piek, bij een vijfde graad, is een maat voor de donkere materie. 

Deze uitleg is wat schematisch. In de praktijk worden alle pieken in meer of in mindere mate

beïnvloed door zowel de kromming, de hoeveelheid gewone en de hoeveelheid donkere materie.

Constante snelheid

Stephen Parker, één van de onderzoekers,
met een van de twee kristallen die werden
gebruikt om de lichtsnelheid te meten.
Foto: UWA School of Physics

Einstein zei het al in 1905: de lichtsnelheid (in vacuüm) is altijd constant voor iedereen. Daarmee gaf hij een verklaring voor het Michelson-Morley experiment. Dat had aangetoond dat de lichtsnelheid gelijk is in twee loodrecht op elkaar staande richtingen. Het experiment toonde aan dat de absolute ether niet bestond en dat alles relatief was...wat Einstein mooi in een theorie kon gieten.

Het Michelson-Morley experiment was een bewijs voor de zogenaamde Lorentzinvariantie, het idee dat het resultaat van natuurkunde-experimenten niet afhangt van de snelheid of de oriëntatie van het laboratorium in de ruimte.

Een team Duitse en Australische onderzoekers heeft nu het experiment van Michelson en Morley overgedaan met een immense nauwkeurigheid. Daarvoor koelden ze twee saffieren, loodrecht op elkaar geplaatst, af tot vier graden boven het absolute nulpunt. Ze gebruikten microgolven om beide saffieren te laten trillen. De juiste frequentie van die trillingen hangen af van de snelheid van het licht.

Door het experiment rond te draaien konden de onderzoekers zien of de trillingsfrequenties (en dus de lichtsnelheid) veranderden met de stand van de kristallen. Dat gebeurde niet. Hun conclusie was dat de lichtsnelheid in alle richtingen constant is, met een nauwkeurigheid van 1/1000 000 000 000 000 000. Daarmee konden de onderzoekers enkel maar de Lorentzinvariantie van de lichtsnelheid bevestigen.

Waarom is dit belangrijk? Vele natuurkundigen zoeken naar een allesomvattende theorie, die zowel de standaardtheorie van elementaire deeltjes omvat als zwaartekracht. Vele van die theorieën laten toe dat Lorentzinvariantie verbroken wordt, zeg maar dat de lichtsnelheid lichtjes varieert naargelang de omstandigheden. Sommige theorieën steunen zelfs op de verbreking van de Lorentzinvariantie. De nieuwe metingen van de lichtsnelheid maken al deze speculatieve theorieën dus minder waarschijnlijk.

Zwaargewicht

Eta Carinae, met rondom de ster de Homunculusnevel, die de
ster uitstootte in de 19de eeuw. Opname: ESO.

Eta Carinae is een van de helderste sterren van ons melkwegstelsel. Hij straalt meer dan een miljoen keer meer licht uit dan onze Zon. In de negentiende eeuw onderging eta Carinae een uitbarsting, waarbij de ster naar schatting tien zonsmassa's of meer aan materie de ruimte in slingerde.

Eta Carinae is wellicht ook een van de zwaarste sterren van ons melkwegstelsel. Het is ook een dubbelster: twee sterren die in 5,5 jaar om elkaar draaien. Het is echter een wat complex systeem: de baan is erg excentrisch, dus de beide sterren komen slechts om de 5,5 jaar dicht bij elkaar. Beide componenten beschikken ook over een hevige sterrenwind. Wanneer de sterren elkaar naderen, dan botsen die beide sterrenwinden met elkaar.

Daarenboven zit eta Carinae eigenlijk verscholen in een gaswolk, die bestaat uit het gas dat hij zelf in de negentiende eeuw heeft uitgeworpen. Dit alles bij elkaar zorgt er voor dat het spectrum van de ster erg moeilijk te analyseren is. Toch beweren de sterrenkundigen Amit Kashi (V.S.) en Noam Soker (Israël) dat ze het spectrum van eta Carinae hebben ontcijferd en daaruit de parameters van de dubbelster hebben afgeleid. Uit hun gegevens volgt dat de componenten 170 zonsmassa en 80 zonsmassa zwaar zouden zijn. De excentriciteit van de baan zou 0,9 bedragen en de inclinatie 41 graden. De primaire ster zou een 'geëvolueerde' ster zijn, wat betekent dat hij al heel wat materie heeft verloren. Bij zijn geboorte zou eta Carinae 230 zonsmassa zwaar geweest zijn.

Indien de analyse van deze onderzoekers correct is, is eta Carinae de zwaarste dubbelster die we kennen. De vorige recordhouder is NGC 3603-A1, een ster in de jonge OB associatie NGC 3603. Dit is een echte nauwe dubbelster: twee componenten, met massa's van naar schatting 116 en 89 zonsmassa draaien in slechts 3,77 dagen om elkaar.

Of dit model voor eta Carinae, waarin beide sterren zeer zwaar zijn, correct is, zal moeten blijken uit verdere waarnemingen. Er is immers ook nog een concurrerend model voor deze dubbelster, waarin de componenten een massa hebben van 'slechts' 90 en 30 zonsmassa.