Je leest:

Bolvormige sterrenhopen: een uitstervende soort

Bolvormige sterrenhopen: een uitstervende soort

Auteur: | 1 februari 2002

Sterrenhopen zijn niet alleen mooi, ze spelen ook een belangrijke rol in de ontwikkeling van de moderne sterrenkunde. Drie voorbeelden worden in dit artikel besproken: de bepaling van de grootte van ons Melkwegstelsel uit de posities en afstanden van bolvormige sterrenhopen; de bevestiging van de theorie van sterevolutie; en de bevestiging dat het vroege heelal arm was aan zware elementen.

Hoe groot is het heelal? De eerste moderne sterrenkundige die doelbewuste waarnemingen deed om deze vraag te beantwoorden was William Herschel (1738-1822). Samen met zijn zus Caroline (1750-1848) richtte hij de telescoop op een plek aan de hemel, en telde de sterren in het blikveld. De gedachte hierachter is eenvoudig: als we in een bepaalde richting veel sterren zien, is de rand van het heelal in die richting blijkbaar ver weg. Zien we weinig sterren, dan is de rand dichtbij. Op deze wijze maakten William en Caroline de kaart van het heelal die in figuur 1 is afgebeeld. In de richting van de Melkweg tellen we veel sterren, loodrecht op deze richting weinig. De Herschels concludeerden dan ook dat het heelal in het melkwegvlak een grote afmeting heeft en loodrecht daarop een kleine. Een soortgelijke conclusie was overigens al door de filosoof Immanuel Kant (1724-1804) getrokken, maar de Herschels waren de eersten die systematische waarnemingen deden. Omdat de afstanden van de sterren niet bekend waren, is de schaal van de kaart niet bekend. Met andere woorden: uit de figuur kun je concluderen dat het heelal in de richting van het melkwegvlak het grootst is, maar niet hoe groot.

Vorm van het heelal zoals geschetst door William Herschel in 1785.

Mist tussen de sterren

Een verfijning op het werk van de Herschels werd in het begin van de 20ste eeuw aangebracht door onze landgenoot Jacobus Kapteyn (1851-1922). Deze realiseerde zich dat niet alle sterren even helder zijn: een schijnbaar zwakke ster aan de hemel kan een heldere ster op grote afstand zijn, maar ook een lichtzwak sterretje vlakbij. Kapteyn redeneerde dat we een ster die vlakbij (sterrenkundig gesproken, dus altijd nog vele lichtjaren…) de zon staat, gemakkelijk langs de hemel zien bewegen ten opzichte van de veel verder weg staande sterren. Nu hebben niet alle sterren dezelfde snelheid, maar statistisch gesproken zullen de sterren met een kleine beweging aan de hemel ver weg zijn, en die met een grote beweging dichtbij. Op deze wijze kon Kapteyn in verschillende richtingen aan de hemel bepalen hoeveel sterren er op toenemende afstanden van de zon zijn, en wat de verdeling over de helderheden op elke afstand is. Daarbij vond hij dat de aantallen sterren afnemen met de afstand. Kapteyn produceerde met zijn vele jaren durende werk een nieuwe kaart van het heelal (fig. 2). Omdat hij de afstanden van de sterren (uitgedrukt in lichtjaren) kende, kon Kapteyn ook afmetingen bij zijn kaart zetten.

Vorm van het heelal zoals bepaald door Jacobus Kapteyn in 1920.

Het werk van Kapteyn maakte internationaal grote indruk, maar veel sterrenkundigen stonden toch ietwat wantrouwig tegenover het feit dat de zon volgens Kapteyn vrijwel in het centrum van het heelal stond. Zij hadden gelijk… De Herschels en Kapteyn waren er van uitgegaan dat alle sterren, tot aan de rand van het heelal toe, met hun telescopen zichtbaar waren. In het begin van de 20ste eeuw begon echter duidelijk te worden dat zich tussen de sterren gas en stof bevindt, dat het licht van de sterren absorbeert. Hoe verder een ster weg staat, des te meer het licht ervan geabsorbeerd wordt. Om te begrijpen hoe dit de stertellingen beïnvloedt, kunnen we een vergelijking maken met een reiziger die in een bos staat. Deze kan – mits de bomen niet te dicht op elkaar staan – in elke richting kijken hoeveel bomen er te zien zijn, en op die manier de vorm van het bos en de eigen positie erin bepalen – als het helder weer is tenminste. Als het erg mistig is, ziet de reiziger in alle richtingen evenveel bomen, namelijk alleen de meest nabije. Dat de Herschels en Kapteyn tot de conclusie kwamen dat de zon vrijwel in het midden van het heelal staat, is het gevolg van de aanwezigheid van gas en stof – ‘mist’ – tussen de sterren!

3. Twee bolvormige sterrenhopen (M13 en M80) en het spiraalstelsel NGC4891. Doordat we NGC891 van opzij zien, kunnen we vaststellen dat er donkere stofbanden in het vlak liggen. bron: NOAO, STScI en NOAO

Cepheïden

Met de toen moderne telescopen had men in het begin van de 20ste eeuw de bolvormige sterrenhopen als zodanig herkend, d.w.z. geconstateerd dat ze uit zeer grote aantallen sterren bestaan. De Amerikaanse sterrenkundige Harlow Shapley (1885-1972) onderwierp deze bolvormige sterrenhopen aan een onderzoek en probeerde hun afstanden te bepalen. Hij gebruikte hiervoor onder meer de net ontdekte cepheïden: uit de periode waarmee deze sterren in helderheid variëren kan hun absolute helderheid worden bepaald. En uit de schijnbare helderheid volgt dan hun afstand. Shapley had al opgemerkt dat de bolhopen aan de hemel geconcentreerd zijn in de richting van het sterrenbeeld de Boogschutter. Uit zijn afstanden leidde hij nu af dat de bolhopen verdeeld zijn om een centrum, gelegen in de richting van dit sterrenbeeld, op de (sterk overschatte) afstand van 65.000 lichtjaar van de zon. Hij concludeerde dat dit centrum tevens het centrum van het heelal was. Met het artikel van Shapley was een belangrijke stap gezet naar het goede begrip van de grootte van ons Melkwegstelsel, maar niet alles was hiermee duidelijk. Een voor de hand liggende vraag bijvoorbeeld was waarom het licht van de bolvormige sterrenhopen niet net zo zeer wordt geabsorbeerd door het interstellaire gas en stof als het licht van sterren! Een andere kwestie die sterk in de belangstelling stond was de aard van de spiraalnevels die in deze tijd voor het eerst mooi werden gefotografeerd. Pas toen Edwin Hubble ook in de Andromedanevel enkele cepheïden ontdekte, vielen alle stukjes van de puzzel op hun plaats. Spiraalnevels zijn melkwegstelsels op zeer grote afstanden. Hun afmetingen zijn vergelijkbaar met die van ons eigen Melkwegstelsel. De Herschels, Kapteyn en Shapley hadden dus niet de grootte van het heelal bepaald, maar de grootte van ons eigen Melkwegstelsel. De reden dat het licht van bolvormige sterrenhopen minder geabsorbeerd wordt, is dat het absorberende gas en stof in het melkwegvlak geconcentreerd is, terwijl veel bolhopen ver van dit vlak af liggen. Zelfs nu, in de 21ste eeuw, is het nog moeilijk de precieze mate van absorptie van het licht van bolhopen te bepalen, vooral van juist die bolhopen die dicht bij het centrum van ons Melkwegstelsel liggen. In figuur 4 is de ruimtelijke verdeling van de thans bekende 147 bolhopen van ons Melkwegstelsel weergegeven, volgens de beste afstandsbepalingen. Deze figuur bevestigt de belangrijkste conclusies van Harlow Shapley.

4. De verdeling van de bolvormige sterrenhopen aan de hemel (inzet); de horizontale lijn is het vlak van de melkweg, het centrum ligt in het midden. Als we de afstanden van de sterrenhopen kennen, kunnen we uit de verdeling aan de hemel de ruimtelijke verdeling afleiden (de verdeling van de sterren is schematisch met een contour aangegeven).

Open sterrenhopen

Behalve de bolvormige sterrenhopen zien we aan de hemel ook meer onregelmatig gevormde groepen van sterren, de open sterrenhopen. Met het blote oog zichtbare voorbeelden zijn de Hyaden (die de ‘kop’ van de Stier vormen) en de Pleiaden. Niet alle sterren die we in de richting van een sterrenhoop zien, horen ook bij die sterrenhoop. Er zijn twee methoden om uit te vissen welke sterren wél, en welke niét bij een sterrenhoop horen. De eerste is het bepalen van de beweging van de sterren langs de hemel, door met een grote tussenpoos de onderlinge posities van alle sterren te bepalen. De sterren die bij de hoop horen zullen alle dezelfde beweging hebben. Zoals geïllustreerd in figuur 5 kan op deze manier worden aangetoond dat Aldebaran geen lid is van de Hyaden.

5. De meeste met het blote oog zichtbare sterren in de kop van de Stier horen bij de sterrenhoop van de Hyaden. Ze zijn met stippen van verschillende grootte aangegeven; pijlen geven aan hoeveel ze in honderdduizend jaar bewegen. We zien dat de helderste ster, Aldebaran, in een andere richting beweegt: deze ster hoort niet bij de Hyaden. Leden van de Hyaden die niet met het blote oog zichtbaar zijn, zijn met kleine stippen aangegeven.

De tweede methode bestaat uit het bepalen van de snelheid (van ons af) van alle sterren van de sterrenhoop, die immers alle dezelfde snelheid zullen hebben. Als we op deze manier een lijst van betrouwbare leden van een sterrenhoop hebben bepaald, kunnen we de sterren in een Hertzsprung-Russell-diagram zetten, een diagram waarin de helderheid van de sterren als functie van hun kleur wordt weergegeven (voor voorbeelden zie fig. 6). De meeste sterren in een sterrenhoop liggen langs een lijn in dit diagram: de hoofdreeks. Voor nabije sterrenhopen is de hoofdreeks helder, voor vergelegen sterrenhopen zwak.

6. Hertzsprung-Russell-diagrammen van twee sterrenhopen: de Hyaden en (de veel oudere) M67.

We kunnen de diagrammen van verschillende sterrenhopen bijeenbrengen door de helderheden te berekenen die de sterren zouden hebben als alle sterrenhopen op dezelfde afstand zouden staan. Het is gebruikelijk hiervoor een afstand van tien parsec te nemen. Ook moeten we corrigeren voor de interstellaire absorptie en het effect daarvan op de kleur. We zien in het resulterende diagram (fig. 7) dat alle hoofdreeksen nu samenvallen, maar ook dat sommige sterrenhopen een lange hoofdreeks hebben, en andere – met name bolvormige sterrenhopen zoals M3 – een korte. De verschillen hebben, zoals we zodadelijk zullen zien, te maken met de leeftijd van de sterrenhopen.

7. Wanneer we de Hertzsprung-Russell-diagrammen voor verschillende sterrenhopen corrigeren voor interstellaire absorptie en voor verschillende afstanden, krijgen we het gecombineerde diagram in deze figuur (afkomstig van Margaret Burbidge en collegae uit 1957). De plek waar de hoofdreeks linksboven eindigt, geeft voor elke sterrenhoop de leeftijd, zoals aan de rechteras is aangegeven.

“Elementaire” verklaring

De grote verschillen tussen de sterbevolkingen van sterrenhopen kunnen we pas verklaren sinds er meer inzicht is verkregen in de structuur en evolutie van sterren. Daardoor weten we dat zware sterren helderder zijn: in het centrum van een zware ster is de materie sterker op elkaar geperst dan in het centrum van een lichte ster. Hierdoor verloopt de kernfusie van waterstof tot helium in een zware ster veel sneller dan in een lichte ster. En dit heeft weer tot gevolg dat de zware ster niet alleen zeer helder is, maar dat hij ook veel sneller door zijn waterstof heen is. Een ster die tien keer zo zwaar is als de zon, bevat bij geboorte ook tien keer zoveel waterstof, maar hij smelt per seconde ongeveer tienduizend keer meer waterstof tot helium samen dan de zon en leeft dus duizend keer zo kort. De zon zal gedurende tien miljard jaar waterstof fuseren en een hoofdreeksster blijven, een ster die tien keer zo zwaar is, doet dit gedurende slechts tien miljoen jaar! Anderzijds leeft een ster van een halve zonsmassa acht keer zo lang als de zon. Met gedetailleerde berekeningen kunnen we deze schattingen verfijnen en voor elke massa precies uitrekenen hoe lang een ster in zijn binnenste waterstof fuseert. Is die waterstof op, dan zal de ster in relatief korte tijd uitzetten tot een reus, en de buitenlagen afwerpen. Een lichte ster laat dan een witte dwerg achter; een zware ster stort in tot een neutronenster. Het is dus begrijpelijk waarom de hoofdreeksen voor verschillende sterrenhopen verschillend van lengte zijn. Blijkbaar worden alle sterren in een sterrenhoop tegelijk geboren, zowel de zware sterren als de lichte. In een jonge sterrenhoop zijn alle sterren nog aanwezig. Na tien miljoen jaar zijn alle sterren zwaarder dan tien zonsmassa’s opgebrand: in een sterrenhoop van tien miljoen jaar zien we geen zware, blauwe sterren meer. Na honderd miljoen jaar zijn alle sterren zwaarder dan vijf zonsmassa’s opgebrand, na een miljard jaar alle sterren zwaarder dan twee zonsmassa’s en na vijf miljard jaar alle sterren zwaarder dan 1,25 zonsmassa. De hoofdreeks kalft daarmee langzaam maar zeker af, tot in de oudste sterrenhopen – en dit blijken de bolvormige sterrenhopen te zijn, die allemaal ongeveer 11 miljard jaar oud zijn – alleen sterren met een massa minder dan 0,8 zonsmassa nog op de hoofdreeks zitten. De variatie in lengte van de hoofdreeksen is dus een directe bevestiging van de theorie voor kernfusie en de levensloop van sterren.

Wegrensterren

Het zou goed zijn als we een onafhankelijke bevestiging van bovenstaande redenering konden vinden, en die is er in de vorm van enkele zogenaamde wegrensterren bij de jonge sterrenhopen in Orion (fig. 8). De sterren AE Aurigae en µ Colombae bewegen zich langs de hemel met grote snelheid van de stervormingsgebieden in het zwaard van Orion af. Dit is in de jaren vijftig al door Adriaan Blaauw opgemerkt, en recentelijk door de Leidse sterrenkundigen Hooger-werf, de Bruijne en De Zeeuw nader onderzocht.

8. De sterren AE Aurigae, µ Colombae bewegen erg snel langs de hemel: de pijlen geven hun verplaatsing in 1 miljoen jaar weer. Als we terugrekenen in de tijd zien we dat deze twee sterren zo’n 2,5 miljoen jaar geleden uit het stervormingsgebied in het zwaard van Orion moeten zijn vertrokken. Mogelijk is ook de ster 53 Arietis uit Orion afkomstig; deze moet dan zo’n vier miljoen jaar geleden vertrokken zijn.

We kunnen uit de snelheid en de afstand tot Orion uitrekenen dat beide sterren ongeveer 2,5 miljoen jaar geleden uit het stervormingsgebied bij het Trapezium in de Orionnevel zijn weggeschoten. (Hoogerwerf en de Bruijne beargumenteren dat de oorzaak van dit wegschieten een botsing tussen twee dubbelsterren was!) Uit het Hertzsprung-Russell-diagram blijkt dat de sterrenhoop waar beide wegrensterren vandaan komen inderdaad een leeftijd heeft van twee à vijf miljoen jaar.

Van lichte elementen naar zware

Het onderzoek van de sterrenhopen heeft ons nog wat geleerd, namelijk dat er lang geleden, toen het heelal nog jong was, veel minder zware elementen waren dan nu. Met zware elementen bedoelen we hier alle elementen zwaarder dan waterstof en helium. Gewone elementen als koolstof, zuurstof en stikstof zijn zware elementen, maar ook elementen als kiezel (silicium), ijzer, goud, tot aan uranium toe. Om te weten te komen welke elementen in een ster voorkomen, bestuderen we het spectrum van een ster, waarin het sterlicht in de afzonderlijke golflengten is uiteengerafeld. Een klein stukje van zo’n spectrum zien we in figuur 9. Op een aantal golflengten is het licht van de ster zwakker dan op andere, doordat in de atmosfeer van de ster atomen zitten die het licht op die golflengten absorberen. In het voorbeeld van figuur 9 zien we absorptielijnen die voornamelijk worden veroorzaakt door ijzer, en ook nog wat nikkel-, calcium- en bariumlijnen. Het ijzer, nikkel en calcium is neutraal, dat wil zeggen dat deze atomen al hun elektronen nog hebben; het barium is een elektron kwijt. In haar proefschrift, dat wel het meest briljante proefschrift uit de geschiedenis van de sterrenkunde wordt genoemd, toonde Cecilia Payne (1900-1979) aan dat de sterkte van de lijnen vooral van de temperatuur van de steratmosfeer afhangt. Hierop voortbouwend lieten Marcel Minnaert (1893-1970) en Anton Pannekoek (1873-1960) zien hoe uit de sterkte van de verschillende lijnen kan worden afgeleid hoeveel ijzer, calcium enz. er in de steratmosfeer zit.

9. Kleine stukjes uit de spectra van twee sterren als de zon. HD20630 heeft een hoger metaalgehalte dan de zon; HD149414 een lager. Daardoor zijn de absorptielijnen van metalen in het spectrum van HD149414 veel zwakker. Het onderste spectrum in figuur 9 vertoont veel zwakkere lijnen dan het bovenste, hoewel de ster in kwestie dezelfde temperatuur heeft als de ster van het bovenste spectrum. De oorzaak voor de zwakte van de lijnen is dat de ster veel minder ijzer, calcium, nikkel en barium bevat: ongeveer twintig keer zo weinig als de ster van het bovenste spectrum.

Bij het onderzoek van bolvormige sterrenhopen is gebleken dat de sterren erin veel minder zware elementen bevatten dan de zon. Alle sterren in een bolhoop hebben hetzelfde ‘metaalgehalte’, maar dit gehalte is verschillend voor verschillende sterrenhopen, variërend van honderden keren minder tot tien keer minder dan de zon. We wisten al dat bolvormige sterrenhopen erg oud zijn en kunnen dus concluderen dat er vroeger, toen de bolvormige sterrenhopen gevormd werden, veel minder zware elementen in het heelal waren dan nu! (Sommige sterrenhopen vertonen ook interne verschillen in metaalgehalte, zoals W Centauri die in het tweede deel van dit artikel zal worden besproken.) Het onderzoek van bolvormige sterrenhopen bevestigt daarmee een voorspelling van de theorie voor het ontstaan van het heelal. Volgens deze theorie zijn in het prille begin alleen de lichtste elementen waterstof en helium ontstaan. De eerste sterren in het heelal bestonden dus uitsluitend uit deze beide elementen – overige elementen zijn in sterren aangemaakt. Bij elke generatie sterren komen er meer zware elementen bij. Volgens de meest recente bepalingen hebben de bolvormige sterrenhopen van ons Melkwegstelsel allemaal een leeftijd van ongeveer elf miljard jaar. De leeftijdsverschillen tussen de bolhopen zijn klein, niet meer dan een paar miljard jaar. Sommige bolhopen hebben een metaalgehalte dat maar enkele keren lager is dan dat van de zon. Blijkbaar is de productie van zware elementen in het vroege heelal heel snel verlopen: binnen enkele miljarden jaren nam dit gehalte toe van nul tot een derde van de zon. Met andere woorden: het tempo waarin sterren worden gevormd uit het gas en stof tussen de sterren was in het vroege heelal veel groter dan nu. De oorzaak is simpel: het gas begint op te raken! In ons Melkwegstelsel bestaat nog maar zo’n tien procent van alle materie uit interstellair gas en stof; negentig procent ligt opgeslagen in sterren.

Dit artikel is een publicatie van Zenit.
© Zenit, alle rechten voorbehouden
Dit artikel publiceerde NEMO Kennislink op 01 februari 2002
NEMO Kennislink nieuwsbrief
Ontvang elke week onze nieuwsbrief met het laatste nieuws uit de wetenschap.