Je leest:

IJzige processen in de ruimte

IJzige processen in de ruimte

De ontdekking van exo-planeten zo’n tien jaar geleden heeft een nieuwe impuls gegeven aan het onderzoek naar het ontstaan van sterren en planeten. Welke fysische en chemische processen spelen daarbij een rol, en wat is de samenstelling van het materiaal waaruit planeten worden gevormd? Zijn alle sterren door een planetenstelsel omringd en lijken deze stelsels op ons eigen zonnestelsel?

Inleiding

Dankzij nieuwe telescopen voor infrarode en millimetergolflengten kunnen astronomen nu diep in de donkere interstellaire wolken kijken waar stervorming op dit moment in volle gang is. Juist de microscopische processen tussen de atomen, moleculen en stofdeeltjes blijken bij stervorming een cruciale rol te spelen.

Donkere wolken

Nieuwe sterren worden geboren in de donkere wolken die zich verspreid door ons hele melkwegstelsel bevinden. Deze dichte en koude concentraties van het interstellaire gas zijn te herkennen als zwarte gebieden op optische foto’s van de hemel (zie figuur 1). Ze zijn zo donker omdat ze kleine stofdeeltjes bevatten – silicaten en koolstofachtige verbindingen ter grootte van 0,1 micrometer – die het zichtbare licht van de achterliggende sterren blokkeren. Bij langere golflengten is de absorptie en verstrooiing door de stofdeeltjes echter een stuk minder, zodat we met infrarood- en millimetertelescopen wél in de wolken kunnen doordringen.

Figuur 1. Links: Opname van de donkere wolk B68 met de ESO Very Large Telescope (VLT) bij zichtbare golflengten. De kleine stofdeeltjes in de wolk verduisteren het licht van de achterliggende sterren zodat de wolk als een ‘kolenzak’ tegen de Melkweg te zien is. Rechts: Opname van dezelfde wolk in het infrarood, waarbij de extinctie van het stof lager is. De achterliggende sterren zijn nu door de wolk heen te zien. Klik op de afbeelding voor een grotere versie. Foto’s: J. Alves et al. 2001/ESO

Interstellaire wolken vormen een uniek laboratorium, met extreem lage temperaturen en dichtheden. De koudste gebieden zijn slechts 10 K en hebben dichtheden van zo’n 104 deeltjes per cm3, enige ordes van grootte lager dan de dichtheid in een ultrahoogvacuümopstelling in het laboratorium. Het gas bestaat voornamelijk uit waterstof, met slechts hier en daar een chemisch interessanter element: de abundanties van koolstof, zuurstof en stikstof zijn ongeveer 10–4 ten opzichte van waterstof. Iedere chemicus zou voorspellen dat er onder deze omstandigheden vrijwel geen moleculen worden gevormd. Toch is in de afgelopen dertig jaar een verrassend rijke chemie in deze wolken gevonden, met moleculen variërend van eenvoudige verbindingen zoals koolmonoxide (CO) tot complexe organische moleculen zoals dimethylether (CH3OCH3). De stofdeeltjes hebben een abundantie van slechts 10–12, maar spelen wel een belangrijke rol in de chemie: ze beschermen de moleculen tegen ultraviolette straling en dragen bij tot de vorming van moleculen via reacties op oppervlakken.

De koudste prestellaire wolken. De donkere wolk B68 (figuur 1) is een voorbeeld van een wolk die op het punt staat ineen te storten: de dichtheid is in het centrum al flink hoger dan aan de buitenkant. Hier is de tijdschaal voor vastvriezen van gasfasemoleculen op het stof heel kort (vanuit een astronomisch perspectief), minder dan tienduizend jaar. Metingen van CO-gas tonen aan dat dit molecuul inderdaad bijna helemaal afwezig is in het centrum van de wolk. N2, zoals indirect gemeten via het N2H+-ion, blijkt echter nog wel in de gasfase te zijn. Om dit te verklaren postuleren astrochemische modellen dat de bindingsenergieën van CO en N2 met ijs verschillend zijn waardoor N2 bij lagere temperaturen verdampt. In ons laboratorium hebben we echter onlangs gemeten dat de bindingsenergieën vrijwel identiek zijn. Deze interstellaire chemische puzzel is dus nog niet opgelost.

Gas en ijs

Meer dan honderdtwintig verschillende moleculen zijn inmiddels in het interstellaire gas ontdekt, voornamelijk via hun rotatieovergangen bij millimetergolflengten. Ruim driekwart van de moleculen zijn organische koolstofhoudende moleculen zoals H2CO (formaldehyde) en HCN (waterstofcyanide), terwijl slechts een kleine fractie anorganisch is, zoals H2O (water) of SO2 (zwaveldioxide). Er zijn ook exotischere moleculen gevonden die eerst in de ruimte zijn geïdentificeerd voordat ze in een laboratorium op aarde gemaakt zijn. Voorbeelden zijn ionen zoals HCO+ en N2H+, en lange koolstofketens zoals HC9N; hun identificatie was alleen mogelijk door een intensieve samenwerking tussen moleculair fysici en astronomen. Daarnaast zijn er sterke aanwijzingen dat grotere moleculen zoals polycyclische aromatische koolwaterstoffen (PAK’s) ruimschoots aanwezig zijn (figuur 2). De eerste interstellaire suiker – glycolaldehyde (CH2OHCHO) – is recentelijk gevonden, maar interstellaire aminozuren, die de bouwstenen van mogelijke prebiotische moleculen in de ruimte zouden kunnen vormen, zijn nog niet overtuigend aangetoond.

Figuur 2. Opname van het HH 46-stervormingsgebied met de infrarode Spitzer Space Telescope (3,6 micron = blauw, 4,5 micron = groen en 8,0 micron = rood). De 4,5 micron-straling wordt gedomineerd door heet H2-gas in de uitstroom van de protoster. De 8 micron-straling is voornamelijk toe te schrijven aan PAK-moleculen die door UV-straling worden geëxciteerd. Klik op de foto voor een grotere versie. Foto: NASA/JPL-Caltech/A. Noriega-Crespo et al. 2004

In de binnenste, dichte delen van een wolk zijn de stofdeeltjes zó koud dat de gasfasemoleculen er in relatief korte tijd op kunnen condenseren en een ijslaagje vormen. Figuur 3 toont een typisch mid-infraroodspectrum (2,5–25 micrometer; 4000–40 cm-1) van een stervormingsgebied. Het continuüm wordt veroorzaakt door thermische straling van heet (300–1000 K) stof dat zich dichtbij de protoster bevindt. Daarop gesuperponeerd zijn een aantal brede absorptiebanden te zien van kouder materiaal dat zich tussen ons en het emitterende stof bevindt. Het spectrum wordt gedomineerd door vaste-fasebanden, omdat de gasfaseabsorpties zwakker zijn en slechts bij hogere spectrale resolutie naar voren komen. Met uitzondering van de zeer diepe Si-O-strek- en -buigvibraties van silicaatstof bij 10 en 20 micrometer, zijn alle andere absorptiebanden toe te schrijven aan moleculen in de ijsmantels rond de stofdeeltjes. Water-ijs is het meest abundant en kan wel 50% van het zuurstofbudget bevatten. De interstellaire ijscocktail bevat ook koolmonoxide (CO), kooldioxide (CO2), methaan (CH4) en zelfs methanol (CH3OH, de eenvoudigste alcohol).

Laboratoriumsimulaties

Laboratoriumexperimenten spelen een essentiële rol bij de interpretatie van de infraroodspectra. In ons Raymond & Beverly Sackler Laboratorium in Leiden worden de condities in de ruimte zo goed mogelijk nagebootst. ‘Interstellair ijs’ wordt gemaakt in hoog- of ultrahoogvacuüm door langzame condensatie van verschillende mengsels van astrofysisch relevante moleculen. De condensatie vindt plaats op een substraat dat door een cryostaat is afgekoeld tot 10 K. Onder deze omstandigheden heeft het ijs amorfe eigenschappen die typerend zijn voor ijscondensaties in de ruimte.

Figuur 3. Infraroodspectra van de hoge-massaprotoster W 33A genomen met de ISO-satelliet, en van de lage-massaprotoster HH 46 (zie figuur 2) genomen met de Spitzer Space Telescope en de ESO-VLT. De spectrale resolutie is ongeveer 0,02 micron. Straling van het hete stof dichtbij de ster wordt geabsorbeerd door koeler stof met ijsmantels verder weg van de ster. Laboratoriumsimulaties zijn cruciaal voor deze identificaties. Klik op de afbeelding voor een grotere versie

De laboratoriumspectra zijn allereerst onontbeerlijk voor de identificatie van de interstellaire banden. De kwaliteit van de astronomische spectra is nu echter zo hoog dat ook de bandprofielen informatie leveren, bijvoorbeeld over de structuur of de temperatuur van het ijs. Immers, een CO-molecuul omgeven door een of meerdere watermoleculen voelt een andere krachtconstante dan wanneer het door CO zelf wordt omringd. Figuur 4 geeft een voorbeeld van een scenario voor de evolutie van een interstellair CO-H2O-ijsmengsel ontwikkeld op basis van vergelijking tussen laboratoriumdata en astronomische spectra. Bij heel lage temperaturen blijkt het ijs opgebouwd te zijn uit twee lagen, waarbij CO bovenop de H2O-laag ligt. Bij verwarming van het ijs zal een deel van het CO-ijs direct verdampen en een andere deel in het poreuze, amorfe H2O-ijs diffunderen. Dit deel blijft opgesloten zitten in het H2O-ijs totdat de temperatuur zo hoog is dat H2O zelf verdampt. De vorm van het interstellaire CO-ijsprofiel is dus een directe maat voor de temperatuur van het gebied.

Ten slotte zijn laboratoriumstudies onontbeerlijk voor de simulatie van de fysische en chemische processen die een rol spelen bij de vorming en de verdere evolutie van interstellair ijs. In het Sackler Laboratorium hebben Fraser, Van Broekhuizen en Schlemmer onlangs twee nieuwe ultrahoogvacuümopstellingen (10–10 mbar) gebouwd om oppervlaktechemie en fotochemische processen onder invloed van ultraviolette straling te bestuderen. De analyse wordt gedaan met behulp van reflectie-infrarode absorptiespectroscopie en temperatuurgeprogrammeerde desorptie. Hiermee hebben deze standaard oppervlaktetechnieken nu ook hun toepassingen in de astrofysica gevonden en is de nieuwe subdiscipline van de ‘vaste-stofastrochemie’ ontstaan.

Figuur 4. Links: Schets van de adsorptie, diffusie en verdamping van CO (zwart) op een poreus, amorf H2O-ijs (groen) als functie van de temperatuur gebaseerd op laboratoriumexperimenten ( Bron: Collings et al. 2003). Rechts: Infraroodspectra van CO-ijs in drie bronnen genomen met de ESO-VLT. De ijsprofielen zijn opgebouwd uit drie componenten die kunnen worden toegeschreven aan CO-ijs in verschillende omgevingen. De scherpe absorptiebanden zijn CO-gas ten gevolge van verdamping vanaf 20 K. Klik op de afbeelding voor een grotere versie.( Bron: Pontoppidan et al. 2003).

Ster- en planeetvorming

Donkere wolken zoals weergegeven in figuur 1 zijn miljoenen jaren stabiel, maar storten uiteindelijk toch onder hun eigen gewicht ineen. De wolk blijft eerst heel koud, omdat de moleculen de gravitatie-energie wegstralen via hun rotatieovergangen. Hierdoor kan de wolk steeds verder ineen vallen. In het centrum vormt zich dan snel een compacte kern, de zogenaamde protoster. Omdat de wolk altijd wel een klein hoekmoment heeft, gaat het invallende gas steeds sneller draaien en komt het uiteindelijk in een cirkelvormige baan om de nieuwe protoster terecht. De opbouw van de ster verloopt vervolgens via deze zogenaamde circumstellaire schijf. De schijf speelt niet alleen een essentiële rol bij inval, maar ook bij uitstroom van materie waarbij gas en stof via de polen wordt weggeblazen.

Figuur 5. Schets van een protoplanetaire schijf die onder verschillende hoeken wordt waargenomen. De meest gunstige oriëntatie voor het waarnemen van ijzen is rond zeventig graden, waarbij de gezichtslijn door het warme bovendeel van de schijf gaat ( Bron: Pontoppidan et al. 2005).

Recente waarnemingen tonen aan dat vrijwel alle sterren geboren worden met zo’n schijf, en dat de massa van de schijf gemiddeld tien keer de massa van Jupiter heeft. Dit betekent dat het merendeel van de jonge sterren voldoende materiaal om zich heen heeft om een planetenstelsel te vormen. Of dit ook inderdaad gebeurt is nog onzeker; de gangbare theorie is dat de interstellaire stof- en ijsdeeltjes in de dichte schijven coaguleren tot grotere rotsblokken, zogenaamde planetesimalen, die uiteindelijk via gravitatie-interacties tot planeten kunnen leiden.

Warm ijs in protoplanetaire schijven. Infraroodabsorptiebanden van ijzen in protoplanetaire schijven kunnen alleen worden gedetecteerd als de schijf onder een speciale hoek staat. Onze groep heeft onlangs een spectrum van zo’n schijf met de juiste oriëntatie waargenomen met behulp van de nieuwe, uiterst gevoelige Spitzer Space Telescope (zie figuur 5). Het spectrum toont heel diepe ijsabsorpties die deels aan een koude wolk in de voorgrond kunnen worden toegeschreven en deels aan ijzen in de schijf. De clue voor de toekenning ligt in de vorm van de ijsbanden: de 6,8 micron-band heeft een sterke rode vleugel die kenmerkend is voor warm (>40 K) ijs dat zich in de bovenste laag van de schijf bevindt. Dit is de eerste keer dat ijs overtuigend in protoplanetaire schijven is aangetoond.

Het is duidelijk dat de chemie zal reageren op de veranderende condities tijdens ster- en planeetvorming. Tijdens het ineenstorten van de wolk zal een groot deel van de moleculen (behalve H2 zelf) zijn vastgevroren op de stofdeeltjes vanwege de lage temperaturen. Sommige moleculen worden op het oppervlak zelf gevormd. Zo kunnen reacties van atomair H met C, O en N leiden tot CH4, H2O, en NH3, en hydrogenatie van CO tot H2CO en CH3OH. Deze theorie is al in 1946 door Van de Hulst gepostuleerd, en later verder uitgewerkt door Tielens en anderen. Interessant genoeg zijn al deze moleculen inderdaad waargenomen in ijzen (zie figuur 3), maar de reacties zijn nog nooit in een laboratorium onder interstellaire condities gemeten.

Heet water rond protosterren. Water vormt het hoofdbestanddeel van interstellair ijs dat bij hoge temperatuur kan verdampen, en het wordt ook makkelijk in schokken gevormd via gasfasereacties van H2 met O en OH. Water is daarom een uitstekend molecuul om de interactie van de protoster met zijn omhulsel te bestuderen. De ISO-satelliet heeft grote hoeveelheden H2O-gas gevonden rond massieve warme protosterren. Het water is heet, zo’n 500 K, en vrijwel alle beschikbare zuurstof verkeert in de vorm van water. In de toekomst zullen we met de Herschel-HIFI-satelliet nog veel meer over de verdeling van water in stervormingsgebieden leren.

Literatuur

1: E.F. van Dishoeck, ‘Sterren en planeten uit interstellaire materie’, Evolutie in weer- en sterrenkunde, 100 jaar NVWS, ed. M. Drummen, C. de Jager en H. van Woerden (Uitgeverij Zuidam Woerden, 2001), 246–253.

Toekomstige instrumenten. Het onderzoek aan gas en stof in stervormingsgebieden en -schijven wordt momenteel beperkt door de gebrekkige ruimtelijke oplossing en gevoeligheid van de instrumenten. In de komende twee decennia zijn een aantal nieuwe belangrijke faciliteiten gepland. In het infrarood zal vooral de James Webb Space Telescope (JWST) – de opvolger van de Hubble Space Telescope rond 2012 – met het Mid-InfraRed Instrument (MIRI) een belangrijke rol spelen. De grote stap voorwaarts in het millimetergebied komt met het ALMA-project, de Atacama Large Millimeter Array, waarbij vanaf 2007 een zestigtal telescopen op een hoogvlakte in Chili wordt gebouwd. Ten slotte wordt rond 2008 de ver-infrarood-Herschel-satelliet gelanceerd met het hifi-instrument, bij SRON in Groningen gebouwd. hifi kan de H2O-rotatielijnen in emissie meten en daarmee gasfase-water direct in kaart brengen. Bij al deze nieuwe telescopen zullen ondersteunende laboratoriumexperimenten zoals in dit artikel beschreven essentieel zijn voor de interpretatie van de data.

Bezoek de website van het Nederlands Tijdschrift voor Natuurkunde

Dit artikel is een publicatie van Nederlands Tijdschrift voor Natuurkunde.
© Nederlands Tijdschrift voor Natuurkunde, alle rechten voorbehouden
Dit artikel publiceerde NEMO Kennislink op 01 mei 2005

Discussieer mee

0

Vragen, opmerkingen of bijdragen over dit artikel of het onderwerp? Neem deel aan de discussie.

LEES EN DRAAG BIJ AAN DE DISCUSSIE