Sterren ontstaan in reusachtige wolken van gas en stof ter grootte van enkele lichtjaren, die voldoende massa bevatten om een miljoen zonnen te vormen. Deze wolken zijn niet homogeen, maar bevatten talloze dichte, koude kernen (zie fig. 1). Na verloop van tijd kan zo’n kern samentrekken. De dichtheid en temperatuur worden dan langzaam groter, totdat ze in het centrum zo hoog zijn geworden dat de kern gaat stralen. We zeggen dan dat er een protoster is ontstaan.

De buitendelen van de kern blijven om de protoster heen hangen en vormen een omhulsel van gas en stof, dat de ster aan het blote oog onttrekt. De protoster warmt dit omhulsel geleidelijk aan op en is ook verantwoordelijk voor het ontstaan van een tweezijdige straalstroom of jet die een deel van het omhulsel kan wegblazen. Uiteindelijk wordt de zware ster zo heet dat het hele omhulsel verdwijnt, deels door de sterrenwind en deels door intense ultraviolette straling. De ster is geboren.

Infrarode straling en ISO

Hoewel de vroegste levensfasen van zware sterren niet te zien zijn in zichtbaar licht, kunnen ze wel op infrarode en radiogolflengten bestudeerd worden. Dit is mogelijk doordat gas en stof straling met deze golflengten uitzenden of juist absorberen. Waarnemingen van het gas en stof vormen dan ook de enige mogelijkheid om diep in de kraamkamers van zware protosterren door te dringen.

Stofdeeltjes zenden straling uit over een breed golflengtebereik, terwijl moleculen dit slechts op bepaalde karakteristieke golflengten doen. De meeste moleculen worden in de gasfase aangetroffen, maar een deel kan vastvriezen als een dun laagje ijs op de stofdeeltjes in het koude buitenste deel van het omhulsel van de ster. Doordat moleculen in de vaste fase niet vrij kunnen roteren, zijn de absorptiebanden van interstellair ijs veel breder dan die van moleculen in de gasfase en kunnen we ze gemakkelijk herkennen.

Alhoewel de eerste infraroodspectra van zware protosterren al meer dan twintig jaar geleden met telescopen op aarde en in vliegtuigen zijn vastgelegd, heeft ISO toch voor een doorbraak gezorgd. Het unieke van de ISO-spectra is dat deze niet gehinderd zijn door absorptie door moleculen in de aardatmosfeer. Hierdoor kon een veel groter golflengtegebied bestudeerd worden, zodat een goed overzicht verkregen werd van zowel het gas als het ijs (zie fig. 2). Ook was het daardoor mogelijk om voor het eerst moleculen zoals water en koolstofdioxide, die rijkelijk aanwezig zijn in de aardatmosfeer, in een groot aantal massarijke stervormingsgebieden te bestuderen.

ISO ziet vele moleculen

De ISO Short en Long Wavelength Spectrometers (SWS en LWS) bestreken samen een golflengtegebied dat tientallen lijnen van moleculen bevat, zoals moleculaire waterstof (H₂), koolstofmonoxide (CO), kool stofdioxide (CO₂), water (H₂O), zwaveldioxide (SO₂) en waterstofcyanide (HCN, ‘blauwzuur’). Hierdoor kan een inventarisatie gemaakt worden van de reservoirs van de belangrijkste chemische elementen als koolstof, stikstof, zuurstof en zwavel. Daarnaast leveren deze moleculen informatie over onder meer de temperatuur en dichtheid in de omhulsels en spelen ze een rol in de chemie van meer complexe moleculen.

Water en koolstofdioxide zijn niet alleen als gas waargenomen, maar blijken ook belangrijke bestanddelen van het ijs op de stofdeeltjes te zijn. Als de temperatuur in de omhulsels hoog genoeg wordt, zullen deze ijsmantels verdampen. Deze moleculen zijn dus bij uitstek geschikt als indicatoren van de rol van verdamping in de omhulsels van zware protosterren.

Chemie en evolutie

Hoewel de vorming van een zware ster ongeveer tien keer zo snel verloopt als die van een lichte ster als de zon, duurt dit toch nog zo’n honderdduizend jaar. Hierdoor kan niet elk gebied afzonderlijk in de tijd gevolgd worden. Om meer te weten te koolkomen over de evolutie van zulke objecten worden daarom verschillende protosterren, die elk in een verschillend evolutiestadium verkeren, met elkaar vergeleken. Eén van de doelen van het onderzoek met ISO was om de verschillende zware protosterren aan de hand van de bovengenoemde indicatoren naar evolutiestadium te kunnen rangschikken.

Het idee is als volgt: tijdens zijn evolutie zal de protoster steeds heter worden, waardoor hij zijn omhulsel van gas en stof steeds meer zal opwarmen (zie fig. 3). Dit heeft tot gevolg dat de ijsmantels, die zich tijdens de koude samentrekkingsfase om de stofdeeltjes gevormd hebben, zullen verdampen en de moleculen in de gasfase terechtkomen. Deze moleculen kunnen vervolgens reageren met andere moleculen, waardoor complexere moleculen kunnen ontstaan. Daarnaast kunnen bij toenemende temperatuur, met name boven ongeveer -40 ^oC, bepaalde gasfase-reacties ineens veel efficiënter verlopen, wat eveneens tot de vorming van complexere en meer verschillende moleculen leidt. Zulke complexe moleculen kunnen met radiotelescopen worden waargenomen.

Jonge zware protosterren, waarbij de temperaturen in het omhulsel hoofdzakelijk tussen ongeveer -260 ^oC en -170 ^oC liggen, zullen daarom in het spectrum veel verschillende ijsbanden vertonen en maar enkele simpele gasfase-moleculen, zoals koolmonoxide en ammonia. Door de lage druk in moleculaire wolken verdampt het ijs direct tot gas bij ongeveer -170 ^oC, terwijl op aarde waterijs eerst smelt tot water (bij 0 ^oC), dat pas bij 100 ^oC verdampt. Spectra van de wat oudere protosterren, waarvan een belangrijk deel van het omhulsel reeds is opgewarmd tot temperaturen ruim boven -40 ^oC, zullen daarentegen hoofdzakelijk lijnen van gasfase-moleculen vertonen. Zulke ‘hoge’ temperaturen worden voornamelijk in het binnenste gedeelte van het omhulsel aangetroffen, dat ook wel de ‘hete kern’ wordt genoemd.

Een voorbeeld: Orion

Eén van de best bestudeerde stervormingsgebieden bevindt zich in het sterrenbeeld Orion. Vier hete, zware sterren, de Trapezium-sterren, liggen middenin de Orionnevel en verhitten het gas met hun ultraviolette straling, hetgeen resulteert in de prachtige kleurrijke foto’s die onder meer met de Hubble-ruimtetelescoop zijn gemaakt. Het hart van de Orionnevel is echter veel zwakker in zichtbaar licht vanwege het stof, maar juist hier wordt de nieuwe generatie zware sterren gevormd. Omdat Orion het dichtstbijzijnde grote stervormingsgebied is (op slechts 1500 lichtjaar afstand), is het mogelijk om verschillende posities in het omhulsel te onderscheiden. (Bij de meeste andere zware protosterren, ‘past’ het hele omhulsel in één telescoopbundel.

De ISO-spectra laten zien dat de meeste moleculaire lijnen in de richting van de centrale protoster in absorptie zijn te zien (zie fig. 4). Daarentegen zijn dezelfde lijnen op de andere twee posities veelal in emissie te zien. Op deze plaatsen komt de moleculaire straalstroom in contact met de omliggende materie en worden schokken gecreëerd. Dit duidt erop dat hier andere fysische en chemische processen een rol spelen dan in het centrum.

Water

Omdat de meeste grote stervormingsgebieden meer dan twee keer zo ver weg liggen als Orion, kunnen deze alleen in de richting van de centrale protoster(ren) bestudeerd worden. Een vergelijking van ISO-spectra in de richting van ongeveer een dozijn van deze stervormingsgebieden heeft een aantal interessante resultaten opgeleverd. Zo zijn er verrassend grote hoeveelheden heet water gevonden (zie fig. 5 en 6). Water vormt het hoofdbestanddeel van interstellair ijs en wordt daar- naast in warme gebieden en schokken ook makkelijk in de gasfase gevormd. Het is daardoor een uitstekend molecuul om de interactie van de protoster met zijn omhulsel te bestuderen. Het H₂O-gas dat in de infrarode spectra van de ISO-satelliet gezien wordt, heeft temperaturen variërend van rond het vriespunt tot wel 200 ^oC. De gevonden hoeveelheden zijn enorm: vaak wel honderd keer meer dan uit eerdere waarnemingen op radiogolflengten werd afgeleid. Dit is genoeg om een miljoen oceanen mee te vullen!

Daarnaast zijn ook grote hoeveelheden waterijs gevonden. Een vergelijking van de gevonden hoeveelheden waterdamp en -ijs leert dat deze sterk variëren: protosterren die grote hoeveelheden waterijs bevatten, bezitten weinig waterdamp en omgekeerd. Bovendien neemt de hoeveelheid waterdamp ten opzichte van de hoeveelheid waterijs toe met de gemiddelde temperatuur van het warme gas in het omhulsel. Dit wijst erop dat verdamping van waterijs een belangrijke rol speelt in de evolutie van zware protosterren. Eenzelfde soort fenomeen wordt waargenomen bij koolstofdioxide. Ook bij dit molecuul neemt de hoeveelheid gas toe met de temperatuur in het omhulsel, terwijl het CO₂-ijs afneemt.

Ook blijkt dat voor een aantal andere gassen, waaronder HCN, de abondanties sterk toenemen met de temperatuur van het omhulsel. Deze gassen zijn, net als het H₂O- en CO₂-gas, warm, met temperaturen tot zelfs boven de 200 ^oC. Dit is veel hoger dan de temperaturen die uit spectra van (andere) moleculen op radiogolflengten worden afgeleid.

Omdat radiowaarnemingen voornamelijk het koudere gas in het buitenste gedeelte van het omhulsel meten, wijst dit erop dat het warme gas dat ISO ziet zich voornamelijk in het binnenste gedeelte van het omhulsel bevindt. Dit toont aan dat ISO ons voor het eerst een kijkje gegund heeft in de hete kern van het omhulsel dichtbij de protoster, waar een samenspel van fysische en chemische processen als verdamping van ijs, de vorming van complexe moleculen en mogelijk ook UV-straling van de jonge ster zelf een belangrijke rol spelen.

ISO en zware waterstof

Een ander hoogtepunt van de ISO-missie was de ontdekking van straling van het HD-molecuul. Moleculaire wolken bestaan voornamelijk uit H₂, twee waterstofabondantie van het HD-molecuul met die van H₂ te vergelijken, kan de huidige deuteriumabondantie, D/H, worden bepaald. Vergelijking met modellen geeft dan een limiet voor de hoeveelheid deuterium die in de oerknal is gevormd.

Van ISO naar HIFI en MIRI

Dankzij ISO hebben ons inzicht in het ontstaan van zware sterren en de rol die moleculen daarbij spelen duidelijk een enorme stap voorwaarts gemaakt. Uiteraard zijn er minstens evenveel nieuwe vragen bijgekomen. De lage spectrale resolutie van de ISO-gegevens maakt het moeilijk om uitsluitsel te geven over de vraag waar het meeste hete gas vandaan komt: is het alleen opgewarmd door de jonge ster zelf, of spelen schokken met daarbij behorende hoge snelheden ook een rol? Wat zijn de verschillen met de vorming van lichte sterren?

Toekomstige ruimtemissies zullen op deze vragen hopelijk een antwoord kunnen geven. Met name het Heterodyne Instrument for the Far-Infrared (HIFI) van de Herschel Space Observatory, die rond 2007 gelanceerd zal worden, zal essentieel zijn om waterlijnen met hoge resolutie waar te nemen. Ook het Mid-InfraRed Instrument (MIRI) op de James Webb Space Telescope – de opvolger van de Hubble-telescoop die eind 2011 wordt gelanceerd – is een enorme vooruitgang, met een gevoeligheid die tienduizend keer hoger is dan die van ISOSWS. MIRI maakt het mogelijk om water en andere verbindingen in de omhulsels van lichte protosterren (voorlopers van sterren zoals onze zon) en in protoplanetaire schijven te detecteren. Nederlandse astronomen hebben een leidende rol bij de ontwikkeling van deze instrumenten, en dit garandeert een nauwe Nederlandse betrokkenheid bij deze belangrijke ruimtemissies.

De tekst van dit artikel is gebaseerd op het proefschrift ‘Spectroscopy of gases around massive young stars’ van A.M.S. Gloudemans-Boonman, maart 2003, Universiteit Leiden. De auteurs zijn veel dank verschuldigd aan het hele ISO-SWSteam (en met name Thijs de Graauw), voor hun geweldige inzet om de ISO-missie een succes te maken. Veel van dit onderzoek is gedaan in samenwerking met binnen- en buitenlandse collegae, in het bijzonder Fred Lahuis, Floris van der Tak, Chris Wright en Steven Doty.