Je leest:

ISO’s kijk op koolstofrijke sterren

ISO’s kijk op koolstofrijke sterren

Auteur: | 1 april 2004

Gedurende hun laatste levensdagen doorlopen sommige sterren die vergelijkbaar zijn met onze zon een bijzondere fase. De sterren hebben dan een compleet andere chemie dan andere stervende sterren, gekenmerkt door een zeer sterke sterrenwind. De samenstelling van deze winden is echter verre van goed bekend.

Stervende zonachtige sterren hebben een overschot aan koolstof ten opzichte van andere atomen en vertonen hierdoor een compleet andere chemie dan andere stervende sterren. Deze ‘koolstofsterren’ worden gekenmerkt door een zeer sterke sterrenwind die veroorzaakt wordt door de vorming van vaste deeltjes (stof) in de buitenste lagen van de ster.

In het algemeen wordt aangenomen dat de organische verbindingen in de interstellaire ruimte hun oorsprong vinden in de winden van zulke sterren. De samenstelling van deze winden is echter verre van goed bekend. Het stof dat een ster omringt is relatief koel en straalt daarom voornamelijk straling uit in het infrarode gedeelte van het elektromagnetische spectrum. Deze straling wordt geabsorbeerd door de aardatmosfeer en om meer over deze sterren te weten te komen, hebben we een infraroodtelescoop in de ruimte nodig, een satelliet als ISO dus…

Koolstofsterren ontstaan aan het einde van het leven van middelzware sterren, met een beginmassa van ongeveer twee- tot achtmaal de massa van onze zon. Als een dergelijke ster geen fusiebrandstof meer in het centrum heeft, ondergaat hij een reeks van complexe veranderingen die er uiteindelijk voor zorgen dat de ster een zogeheten asymptotische-reuzentakster wordt – kortweg een AGB-ster (naar de Engelstalige benaming van dit stertype).

Een AGB-ster heeft enorme afmetingen: het is een rode reus. Tijdens de AGB-fase kan materiaal met een overschot aan koolstofatomen vanuit het inwendige naar het oppervlak van de ster worden getransporteerd, waardoor de samenstelling aan het oppervlak van de ster geleidelijk verandert. Dat zie je vooral aan het aantal koolstofatomen ten opzichte van het aantal zuurstofatomen, omdat deze beide soorten atomen zich erg gemakkelijk verenigen tot het koolmonoxidemolecuul (CO). Het resultaat is dat er óf een restje zuurstof óf een restje koolstof overblijft. De koolstofsterren hebben dus koolstofoverschot en dit vertaalt zich in allerhande waarneembare aspecten van dergelijke sterren. In hun optische en radiospectra vertonen ze moleculaire banden van typische ‘koolstofrijke’ moleculen als HCN, CH. En in hun infraroodspectra zijn allerlei stofbanden te herkennen die enkel rond dit type sterren worden gevonden (zie bijvoorbeeld fig. 2).

Een belangrijke eigenschap van de koolstofsterren is hun sterrenwind. Deze wind wordt veroorzaakt door de druk die de vaste stofdeeltjes ondervinden van het licht van de zeer heldere ster. Deze wind is om tweeërlei reden van belang. Allereerst bepaalt de wind de verdere levensloop van de AGB-ster. Bij andere stertypen worden de veranderingen die de ster ondergaat gedicteerd door de fusieprocessen diep in het binnenste van de ster. Dit staat in schril contrast met de AGB-sterren, waarbij het massaverlies via de sterrenwind bepaalt hoe de ster er uitziet, hoe snel ze verandert en wanneer de ster ophoudt een AGB-ster te zijn en uiteindelijk een planetaire nevel vormt. Dit laatste gebeurt als de buitenlagen van de ster volledig zijn uitgestoten in de sterrenwind. Het uitgestoten materiaal zal dan onder invloed van het ioniserende licht van de hete binnenlagen van de ster nog eenmaal opgloeien (zie fig. 1).

Figuur 1: NGC 6369 oftewel de ‘Kleine Spooknevel’, een mooi voorbeeld van een koolstofrijke planetaire nevel. De ringvormige emissie links in het rood is het materiaal dat is uitgestoten tijdens de asymptotische-reuzentakfase en dat nu oplicht door het licht van de zeer hete ster in zijn centrum. Het rechter paneel laat een detailopname van de nevel zien, gemaakt met behulp van de Hubble-ruimtetelescoop. Deze laatste afbeelding is verkregen door het licht van verschillende filters te combineren: groen licht komt van geïoniseerde waterstof, blauw van dubbel-geïoniseerde zuurstof en rood van eenmaal geïoniseerde stikstof. ( Bronnen: Richard Jacobs (http://www.azastronomy.com) en Space Telescope Science Institute (http://www.stsci.edu).

Anderzijds is die sterrenwind zo belangrijk, omdat dit de manier is waarop de meeste sterren de zware elementen die ze in hun binnenste hebben gevormd uitstoten. Op die manier neemt de hoeveelheid zware elementen in de ruimte (alle elementen zwaarder dan lithium in het heelal zijn in het binnenste van sterren gevormd) geleidelijk toe. Deze zware elementen zullen dan beschikbaar zijn bij de vorming van nieuwe generaties sterren en planetenstelsels. Zonder deze ‘vervuiling’ van de interstellaire ruimte zouden de aarde en het leven op aarde nooit hebben bestaan! Maar ondanks het belang van de sterrenwinden kennen we hun eigenschappen nog helemaal niet zo goed. Zo is het bijvoorbeeld nog slecht bekend welke stoffen er precies ontstaan, hoe de samenstelling afhangt van de eigenschappen van de ster en in welke vorm het uitgestoten materiaal uiteindelijk zijn plaats vindt in de interstellaire ruimte.

Wanneer men aanneemt dat het materiaal rond deze sterren zeer geleidelijk aan afkoelt naarmate het verder van de ster af beweegt, kun je op grond van simpele chemische berekeningen wel een aantal voorspellingen doen over wat zich zou moeten vormen. Bij temperaturen boven de 2000 oC is geen enkele vaste stof stabiel en zouden er dus enkel atomen en moleculen moeten bestaan. Als de temperatuur daalt, zijn titaniumcarbide (TiC) en siliciumcarbide (SiC) de eerste verbindingen die stabiel zijn. (Siliciumcarbide kennen we hier op aarde beter als de korrels op schuurpapier, die immers goed bestand moeten zijn tegen hoge temperaturen.) Deze twee carbides zullen echter alleen ontstaan bij zeer hoge dichtheden in de buitenste lagen van de ster, en het is niet duidelijk of de benodigde combinatie van hoge temperatuur en druk bij deze sterren ook werkelijk bestaat. Bij lagere druk zullen voornamelijk stofdeeltjes ontstaan van de meest voorkomende atomen, zoals koolstof met misschien wat waterstof erin (grafiet, roet of polycyclische aromatische koolwaterstoffen; zie ook het artikel van Els Peeters e.a. in dit nummer). Nog verder naar buiten, bij lagere temperaturen, zouden andere materialen kunnen ontstaan, zoals calciumsulfide, magnesiumsulfide of aluminiumnitride. Dit zijn allemaal materialen die op aarde niet voorkomen, omdat ze terstond zouden reageren met de zuurstof in de lucht.

De feitelijke samenstelling van de stofschillen van AGB-sterren is het best te bestuderen door het infraroodlicht dat deze sterren uitstralen te onderzoeken. De vaste stofdeeltjes stralen namelijk niet uniform in het infrarood, maar slechts op specifieke golflengten. De golflengten waarbij een stofdeeltje straalt zijn afhankelijk van zijn samenstelling, en zodoende kunnen we middels een infraroodspectrum de ‘vingerafdrukken’ van de stofdeeltjes nemen.

De infraroodsatelliet ISO was bij uitstek geschikt voor het bestuderen van deze sterrenwinden. Met zijn twee spectrografen SWS en LWS was het mogelijk het infraroodlicht van 2 tot 200 micrometer (&#956m) te onderzoeken. Dit deel van het infrarode spectrum bevat vrijwel alle relevante ‘vingerafdrukken’ en omvat bovendien vrijwel al het licht dat de stofdeeltjes in dergelijke winden uitstralen. Dit laatste is van belang als we een indruk willen krijgen van de hoeveelheden van de aanwezige stoffen.

Titaniumcarbide rond sterren?

In figuur 2 laten we een prachtig ISO-spectrum zien van een van de meest bekende koolstofrijke sterren: HD 56126. Zoals te zien is, was de theoretische voorspelling nog niet zo slecht. Het meeste infraroodlicht wordt uitgestraald door roet en er zijn blijkbaar ook veel PAKs aanwezig. Ook het voorspelde magnesiumsulfide (MgS) vinden we terug in het infrarode licht. Er zijn echter ook een aantal verrassingen.

Figuur 2: Het spectrum van de koolstofrijke post-AGB-ster HD 56126. De ster is omgeven door een schil van koolstofrijk materiaal. Deze schil is goed te zien in het infraroodplaatje linksboven. Op de plek van de ster (aangegeven met een rode ster) is nauwelijks iets te zien. Al het infraroodlicht komt uit de stofschil, die zich op ongeveer 2500 astronomische eenheden van de ster bevindt. In het spectrum zien we dan ook twee componenten terug. In het ultraviolette en zichtbare licht (aangegeven met blauw) zien we het licht van de ster. Op langere golflengte ontvangen we het licht dat uitgestraald wordt door het stof rond de ster. We hebben de mogelijke bijdrage van de verschillende stofcomponenten aangegeven.

Een van de meest spraakmakende resultaten van ISO heeft betrekking op een mysterieuze emissieband die wordt waargenomen rond een kleine groep koolstofrijke oude sterren. De relatief scherpe emissiepiek rond 20 μm, die gewoonlijk de ‘21μm-emissie’ wordt genoemd, is duidelijk te zien als de geelgekleurde ‘vinger’ in figuur 2. Deze prominente emissieband was in de jaren tachtig reeds ontdekt door de IRAS-satelliet, maar nog immer niet naar tevredenheid verklaard.

De opwinding was dan ook groot, toen de moleculaire-dynamicagroep van het FOM-instituut ‘Rijnhuizen’ ontdekte dat zeer kleine kristalletjes van titanium en koolstof (TiC-nanokristallen), bestaande uit tussen de 81 en 125 atomen, precies op dezelfde golflengte een resonantie vertonen waar ISO de emissieband in de stofschillen meet (zie fig. 3). Grotere titaniumdelijk carbidedeeltjes vertonen deze resonantie niet.

Hiermee waren deze kleine kristallen in een klap de beste kandidaat als veroorzaker van de 21 μm-emissie – niet alleen omdat de resonantie daarmee zo goed overeenkomt, maar ook omdat op grond van eenvoudige chemische overwegingen voor koolstofsterren titaniumcarbide een van de meest stabiele stofcomponenten zou moeten zijn. Bovendien worden er in meteorieten stofdeeltjes, van siliciumcarbide en grafiet gevonden die rond koolstofsterren moeten zijn gevormd. Deze stofdeeltjes bevatten regelmatig kleine TiC-insluitsels, wat direct bewijst dat er in de sterrenwinden van koolstofsterren inderdaad TiC-kristalletjes ontstaan.

Figuur 3: De vergelijking tussen het infrarood-absorptiespectrum van titaniumcarbide-nanokristallen en de mysterieuze emissieband bij 21 μm die in sommige koolstofrijke sterren wordt waargenomen. De sterke overeenkomst tussen de twee spectra maakt titaniumcarbide een van de belangrijkste kandidaten voor het verklaren van deze emissieband in de sterspectra. De roosterstructuren zijn modellen van de gemeten kubische titaniumcarbide-nanokristallen, waarbij de koolstofatomen blauw en de titaniumatomen rood zijn gekleurd.

Het raadsel van de 21 μm-emissie is hiermee echter nog niet opgelost. Dit heeft alles te maken met de geringe hoeveelheid beschikbare titaniumatomen. In de zon is er slechts 1 titaniumatoom aanwezig per vierduizend koolstofatomen, en in sommige van de koolstofsterren is deze verhouding zelfs nog extremer. Het merendeel van de infraroodemissie wordt veroorzaakt door koolstofhoudend stof (fig. 2) en het moge duidelijk zijn dat de emissie van het titaniumcarbide zeer efficiënt moet zijn om met relatief zo weinig titaniumatomen zo’n sterke emissieband te produceren. Het is op dit moment niet duidelijk of TiC-nanokristallen inderdaad zo efficiënt kunnen stralen. Een tweede complicatie is de vorming van het titaniumcarbide. Hoewel het zeer stabiel is als het eenmaal gevormd is, blijkt het zeer moeilijk te zijn om het te ‘maken’. Dit komt doordat er een zeer hoge druk nodig is om een TiC-kristal te vormen. Op zijn allersimpelst kun je zeggen dat zonder hoge druk een titaniumatoom nooit een ander titaniumatoom zal ontmoeten, en dus nooit een titaniumcarbidekristal kan vormen. We begrijpen overigens niet goed waarom juist de sterren met 21 μm-emissie zo’n hoge druk in hun buitenlagen zouden hebben, dat er zo veel titaniumcarbide kan ontstaan.

Magnesiumsulfide als ‘thermometer’

Een tweede grote stap voorwaarts is gezet bij het bestuderen van de spectra op nog langere golflengten. Ironisch genoeg leek het er eerst even op dat met de nieuwe ISO-spectra een stap terug gedaan moest worden. Het was reeds lang bekend dat vrijwel alle koolstofrijke stofschillen een brede bobbel, tussen 24 en 45 μm, vertonen in hun spectra (in fig. 2 oranje gekleurd). Snel na de eerste ontdekking van deze bobbel, meestal aangeduid als ‘30 μm-emissie’, bleek dat deze band altijd samengaat met koolstofrijk stof.

Uit laboratoriumonderzoek leek te volgen dat deze band door magnesiumsulfide (MgS) werd veroorzaakt, dat een emissiepiek bij 26 μm vertoont. Maar de waarnemingen die met ISO werden gedaan waren veel gedetailleerder dan voorheen en lieten zien dat het profiel van de ‘30 μm-emissiebobbel’ van ster tot ster nogal verschilt. Deze verschillen waren bovendien systematisch. Het profiel van de AGB-sterren lag veel meer rond 26 μm, terwijl de planetaire nevels op langere golflengten, tot wel 35 μm, straalden. Dit duidde erop dat we niet alle 30 μm-emissie zo maar aan magnesiumsulfide konden toewijzen.

Uiteindelijk bleek de oplossing te liggen in de temperatuur van de magnesiumsulfidedeeltjes. Deze is in AGB-sterren veel hoger dan in planetaire nevels, en de brede emissieband van magnesiumsulfide blijkt als gevolg van de temperatuur op te schuiven. Met een redelijk bereik in temperaturen kunnen de verschillen in de profielen van de 30 μm-emissie uitstekend worden verklaard.

Aan de hand van de ISO-spectra hebben we dus niet alleen informatie over de stofsamenstelling verkregen, maar uit het profiel van de MgS-emissieband kunnen we nu tevens de temperatuur afleiden. Wat voorheen tot verwarring leidde, wordt dus tegenwoordig gebruikt om uit de spectra de temperatuur en de locatie van het stof te schatten!

IJzersulfide

Tot slot noemen we nog een compleet nieuwe stofcomponent die met ISO ontdekt is. Het betreft hier ijzer-zwavelverbindingen. Hoewel dit zeker geen gebruikelijk bestanddeel van koolstofrijke stofschillen is – we kennen slechts twee planetaire nevels die deze stofsoort bevatten – is de ontdekking ervan niet minder relevant. Deze ontdekking heeft namelijk ook grote gevolgen voor de interpretatie van de ISO-spectra van stofschijven rond jonge sterren.

Figuur 4: Verschillende ijzer-zwavelverbindingen zoals die op aarde voorkomen. Pyriet (rechts) wordt ook wel het ‘het goud der dwazen’ genoemd, omdat het dikwijls voor goud wordt aangezien. Links tonen we twee afbeeldingen van pyrrhotiet, dat duidelijk een andere kristalstructuur heeft. In de achtergrond is een afbeelding van een troiliet-insluiting in een ijzermeteoriet te zien. De ISO-spectra zijn waarschijnlijk het best te begrijpen met een mengsel of mengvorm van deze verschillende ijzer-zwavelverbindingen. ( Bronnen: Scott Whittemore (http://members.aol.com/cyrtolite); School of Earth Sciences, University of Leeds (http://earth.leeds.ac.uk); Robert A. Haag (http://www.meteoriteman.com) en Fersman Mineralogical Museum (http://www.fmm.ru))

IJzer-zwavelverbindingen maken hun aanwezigheid in het infrarood kenbaar bij een golflengte van 23 μm. Opmerkelijk is dat de laboratoriumspectra van dergelijke verbindingen inderdaad dezelfde 23 μm emissie laten zien, maar daarnaast ook langere golflengten. In sterspectra zijn deze banden echter veel zwakker en soms zelfs onzichtbaar. Dit is waarschijnlijk het gevolg van de precieze vorm waarin de ijzer-zwavelverbindingen in de ruimte voorkomen. De gemeten aardse materialen zijn mooie, zuivere, regelmatige kristallen (zie fig. 4). Wellicht zijn de vormen van de ijzersulfidedeeltjes in de ruimte minder ‘netjes’, waardoor de langere infrarood-emissies onderdrukt kunnen worden.

Dezelfde mengvorm komt waarschijnlijk ook voor in de schijven rond jonge sterren, want ook daar wordt de 23 μm-band waargenomen zonder de pieken op langere golflengten. Voor de ontdekking van de 23 μm-band met de bijbehorende zwakke lange-golflengte componenten rond de koolstofrijke planetaire nevels dacht men dat deze schijven ijzeroxiden bevatten in plaats van ijzersulfiden. Dit was nogal een raadsel, want in ons zonnestelsel worden op talloze plaatsen ijzersulfiden gevonden: op aarde, in meteorieten en in kometen. Nu vinden we dus ook ijzersulfide in de schijven rond jonge sterren. Dit laatste wordt des te interessanter als je bedenkt welke rol ijzersulfiden hier op aarde spelen: biologen denken namelijk dat ze een belangrijke rol hebben gespeeld bij het ontstaan van leven.

Verrassingen

De spectrografen aan boord van ISO hebben ons de mogelijkheid komegegeven om tot in groot detail de samenstelling van het materiaal rond koolstofrijke sterren te bestuderen. Middels dit kijkje in de stoffige keuken van deze stervende sterren hebben we nu een veel beter beeld van datgene wat zulke sterren uitstoten. Maar nog lang niet alle ISO-gegevens zijn reeds geanalyseerd en er staan ons misschien nog de nodige verrassingen te wachten!

Dit artikel is een publicatie van Zenit.
© Zenit, alle rechten voorbehouden
Dit artikel publiceerde NEMO Kennislink op 01 april 2004

NEMO Kennislink Agenda

NEMO Kennislink vertoont op deze plaats normaal gesproken wetenschappelijke activiteiten uit heel Nederland. Door de maatregelen tegen het nieuwe coronavirus zal daarvan een groot gedeelte worden afgelast. Omdat we geen achterhaalde informatie willen verspreiden, laten we voorlopig geen activiteiten zien.
NEMO Kennislink nieuwsbrief
Ontvang elke week onze nieuwsbrief met het laatste nieuws uit de wetenschap.