Je leest:

Stof tot nadenken

Stof tot nadenken

Auteurs: en | 1 april 2004

In november 1995 werd het Infared Space Observatory (ISO) gelanceerd. Deze telescoop heeft zeer veel met stof omringde sterren bestudeerd in het golflengtegebied tussen 2 en 200 mm. Dit heeft het beeld dat astronomen van stof hadden sterk veranderd. Voor de lancering dacht men dat het ruimtestof vrij eenvoudig van samenstelling was, maar de ISO-resultaten hebben uitgewezen dat er een zeer rijke verscheidenheid aan mineralen in de ruimte aanwezig is. De astromineralogie, het onderzoek van de samenstelling van ruimtestof, heeft een grote stap voorwaarts gezet.

Het is al geruime tijd bekend dat de interstellaire ruimte niet leeg is. Tussen en rond de sterren bevinden zich grote hoeveelheden gas en stof. De stofdeeltjes nemen ongeveer één procent van de massa van het interstellaire materiaal in beslag – een veel hoger percentage dan bijvoorbeeld in de aardatmosfeer. Zou één procent van de massa in de aardse atmosfeer uit stofdeeltjes bestaan, dan zou je nog niet eens je voeten kunnen zien. Stof vormt dus een belangrijke component van het interstellaire materiaal dat aanwezig is in ons Melkwegstelsel, en verdient daarom uitgebreide aandacht. Aangezien de temperatuur van het stof maximaal zo’n duizend graden Celsius is, straalt het vooral in het infrarood (warmtestraling), en daarom is dit het aangewezen golflengtegebied om ruimtestof te onderzoeken.

De levensloop van stof

De levensloop van stof begint daar waar de levensloop van sterren eindigt. Aan het eind van zijn leven verliest een ster een groot gedeelte van zijn massa via de sterrenwind; heel zware sterren ondergaan daarnaast ook nog een supernova-explosie. Deze sterrenwind bestaat bij het steroppervlak uit gas. Naarmate het gas verder van de ster wegdrijft, koelt het af, en al snel is de temperatuur zo laag dat het eerste stof zal condenseren.

Ook nadat een stofdeeltje gevormd is, verwijdert het zich steeds verder van de ster. Tijdens deze reis zal het stofkorreltje eerst nog verder groeien, doordat andere stoffen met een lage condensatietemperatuur, zoals ijs, op het stofdeeltje zullen condenseren. Na verloop van tijd komt het stof in de interstellaire ruimte terecht. Hier staat het bloot aan kosmische straling (röntgen- en UV-straling en hoogenergetische deeltjes), die de kristalstructuur van de stofdeeltjes vernietigt. Bovendien krijgt het stofdeeltje regelmatig te maken met een destructieve storm van elektronen, protonen en heliumkernen, uitgestoten bij supernova- explosies. Hierdoor worden de buitenlagen van het deeltje ‘afgeschraapt’. Het gezamenlijke effect van deze processen is dat een atoom gemiddeld niet langer dan 300 miljoen jaar onderdeel uitmaakt van één en hetzelfde stofdeeltje. Omdat stofdeeltjes zelf zo’n miljard jaar in de interstellaire ruimte verblijven, kan men gemakkelijk inzien dat slechts een klein gedeelte van de in het stof aanwezige atomen nog de oorspronkelijke atomen zijn die door de oude sterren zijn uitgestoten: de meerderheid van de atomen is uitgewisseld met het interstellaire gas.

Het verblijf in de interstellaire ruimte eindigt als het stofdeeltje in een zich samentrekkende gaswolk terechtkomt. In het centrum van dit soort gaswolken ontstaan nieuwe sterren. Het stofdeeltje kan op twee manieren aan zijn einde komen: ofwel het verdampt en verdwijnt in de nieuwe ster, ofwel het eindigt in een planeet, komeet, planetoïde of ander object in een proto-zonnestelsel. Een minderheid van het stof ontsnapt aan dit lot en wordt weer teruggeblazen in de interstellaire ruimte. Voordat het stofdeeltje verdwijnt, zorgen de hoge temperaturen en grotere dichtheden rondom jonge sterren voor allerlei chemische en atomaire reacties en daardoor voor nieuwe stofsamenstellingen en -structuren.

Wat leert het stof ons?

Stof belemmert niet alleen het zicht, maar heeft ook grote invloed op zijn omgeving. Stof in de uitstroom van geëvolueerde sterren maakt het mogelijk dat een ster veel massa verliest. Dit komt doordat het stof, in tegenstelling tot gas, bijna geen ultraviolet, zichtbaar en nabij-infra- rood licht doorlaat. Door de absorptie van fotonen van de ster nemen de stofdeeltjes ook de impuls van de fotonen op en worden dus versneld. De snelheden kunnen hierbij oplopen tot meer dan honderd kilometer per seconde. Doordat de stofdeeltjes continu tegen het gas aanbotsen, sleuren ze dat daardoor ook. Het massaverliesproces wordt zo erg efficiënt en de ster kan snel grote hoeveelheden stof en gas in de ruimte tussen de sterren deponeren. In de laatste levensfasen van een ster is het uiteindelijk het massaverlies dat de verdere evolutie bepaalt, en niet meer de interne kernfusie. De samenstelling en absorptie-eigenschappen van stof zijn dus zeer belangrijk voor een nauwkeurige voorspelling van het leven van sterren. Infraroodstraling afkomstig van het verhitte stof kan ons helpen deze eigenschappen te bepalen.

In stervorminggebieden speelt stof een heel andere belangrijke rol. De zich samentrekkende gaswolken zullen net als samengeperst gas warm worden en daarmee tegendruk gaan leveren. En om dezelfde reden waarom gas moeilijk straling kan opvangen (het absorbeert slechts op heel speciale golflengten/lijnen, terwijl stof een continue absorptie heeft), is het ook erg inefficiënt om energie uit te stralen. Als er geen stof was geweest, zouden de meeste gaswolken vanwege de interne druk uiteindelijk gewoon weer expanderen. Maar de aanwezigheid van stof resulteert in een efficiënte manier om van overtollige energie af te komen en leidt zo tot een verdere inkrimping van de gaswolk (totdat kernfusie in de nieuw ontstane ster verdere inkrimping tegenhoudt). Ook hier zijn de stralingseigenschappen van stof, vooral in het infrarood, erg belangrijk.

In de interstellaire ruimte speelt stof nog een heel andere rol, namelijk die van katalysator voor de vorming van moleculen, met als belangrijkste de vorming van waterstofmoleculen (H2). Losse atomen worden ingevangen op het stofoppervlak, en door beweging over het oppervlak komen ze elkaar soms tegen en vormen een molecuul. Vaak zijn deze reacties in de vrije ruimte niet mogelijk, vanwege het ontbreken van een derde lichaam dat de vrijkomende energie op kan nemen.

Samenstelling van stof

Zoals hierboven al gezegd, belemmert stof het zicht. En ook al is de ruimte heel erg ijl, de grote afstanden maken toch dat (ster)licht geabsorbeerd en gereflecteerd wordt door stof. Indien we willen weten hoe zo’n ster of ander object er eigenlijk uitziet, is het dus van groot belang te weten hoe stof het sterlicht beïnvloedt. Bovendien, als de straling van de ster bekend is, is het mogelijk uit te rekenen wat voor soort stof er tussen ons en de bron zit (zie kader 1).

De spectrale vingerafdrukken van stof. Op aarde kan men de samenstelling van verschillende mineralen met grote nauwkeurigheid in laboratoria bepalen. Sommige buitenaardse stenen, die hier op aarde terecht zijn gekomen (meteorieten) of naar de aarde gebracht (maanstenen), kunnen op dezelfde manier onderzocht worden. Dit is echter niet mogelijk voor het grootste gedeelte van het stof in de ruimte, omdat dat nooit in de buurt van de aarde komt of zal komen. Om dan toch een idee te krijgen van wat voor soort stof er in de ruimte aanwezig is, kijkt men vaak in het infrarode deel van het elektromagnetische spectrum. Elk mineraal heeft zijn eigen ‘vingerafdruk’ in het infrarood. In het laboratorium zijn deze infraroodprofielen voor vele mineralen gemeten. Astronomen zoeken overeenkomsten tussen de infraroodspectra van interstellair en circumstellair materiaal met een combinatie van deze profielen (zie bijgaande figuur) en kunnen daarmee dus de samenstelling van het ruimtestof bepalen.

Infraroodspectrum van MWC 922 (zwarte lijn) vergeleken met de laboratoriumspectra van forsteriet van 90 kelvin (groene lijn) en enstatiet van 100 kelvin (roze lijn). De blauwe lijn geeft het gecombineerde spectrum van forsteriet en enstatiet weer. De spectrale overeenkomsten tonen aan dat deze ster inderdaad omringd is met forsteriet en enstatiet van tegen de 100 kelvin. Het feit dat er geen exacte overeenstemming is, geeft aan dat er ook nog andere materialen aanwezig zijn. De groene steen eronder is een forsterietkristal, en de roze steen is een enstatietkristal.

Dankzij de ISO-missie weten we inmiddels veel meer over de eigenschappen van het stof in de ruimte, en met name op het gebied van de samenstelling is veel vooruitgang geboekt. Er is een heel scala aan stofcomponenten gevonden, waarvan silicaten de meest voorkomende zijn. Naast de silicaten zijn in zuurstofrijke omgevingen onder meer nog metallisch ijzer, ijzeroxiden, carbonaten en waterijs geidentificeerd. In de betrekkelijk zeldzame omgevingen waar meer koolstof dan zuurstof aanwezig is, wordt een geheel andere chemie gevonden. Verderop in dit nummer geeft Sacha Hony een gedetailleerde beschrijving van de samenstelling van het stof in deze koolstofrijke omgevingen.

Zoals gezegd zijn de silicaten de belangrijkste stofcomponent in zuurstofrijke omgevingen. De bekendste verschijningsvorm van silicaten hier op aarde is waarschijnlijk die in de vorm van zandkorreltjes (zie fig. 1), die een zeer wisselende samenstelling kunnen hebben. De eenvoudigste vorm van een kristallijn silicaat bestaande uit alleen silicium en zuurstof is kwarts. Het grootste deel van de silicaten in de ruimte blijkt amorf te zijn; slechts een kleine fractie heeft een kristallijne structuur (zie kader hieronder). De fractie kristallijne silicaten lijkt rond sterren flink hoger te zijn dan in de ruimte tussen de sterren (waar tot nu toe nog niets gevonden is).

Figuur 1: Zand van Hawai. De groene korreltjes zijn olivijnen, de zwarte fragmenten van basalt en de heldere kwarts. Het balkje geeft een afstand van 2 millimeter aan. ( Foto: Science Museum of Minnesota)

Op het eerste gezicht is dit vreemd, omdat het stof dat zich in de interstellaire ruimte bevindt oorspronkelijk door stervende sterren gevormd is. Maar het blijkt dat stof dat zich in de omgeving van een ster bevindt beschermd is door de relatief hoge dichtheid die daar heerst. De dichte laag stof en gas schermt het meeste stof effectief af tegen de ‘vijandige’ omstandigheden die in de interstellaire ruimte domineren.

Zodra het stof zich verder van de ster verwijdert en zich in een steeds ijlere omgeving ophoudt, krijgt het steeds meer te lijden onder hoogenergetische straling (ultraviolette en rontgenstraling) en bombardementen van hoogenergetische deeltjes. De energie die deze straling overbrengt, veroorzaakt defecten in het kristalrooster. Hierdoor wordt de kristalstructuur langzaam vernietigd en wordt het stofdeeltje steeds amorfer. In principe kunnen we met behulp van de (lage) kristallisatiegraad van het stof bepalen hoe intens het stralingsveld is en hoe lang het stof zich gemiddeld in een bepaalde omgeving bevindt. Dit principe wordt ook toegepast bij interplanetaire stofdeeltjes, om te bepalen hoelang ze al in het zonnestelsel ronddraaien, terwijl ze te lijden hebben van de zonnewind (zie fig. 2). Omgekeerd leert de hoge kristallisatiegraad ons iets over de dichtheid en de temperatuur in de omgeving van sterren.

Figuur 2: Interplanetaire stofdeeltjes met sporen van de zonnewind. (Met dank aan John Bradley)

Verder is het mogelijk onderscheid te maken tussen de verschillende stofcondensatieprocessen. ISO vond bijvoorbeeld dat verschillende soorten deeltjes in dezelfde omgeving verschillende temperaturen hebben. Dit duidt erop dat het aparte stofdeeltjes zijn, die niet in thermisch contact met elkaar staan. Een simpel uienmodel voor het stof, waarbij steeds weer een extra laagje ontstaat als een nieuwe stofsoort kan condenseren, lijkt dus niet goed te werken. Een ander gebied waarop al flinke vooruitgang is geboekt, is het bepalen van de grootte en de vorm van de deeltjes. Dankzij de nauwkeurige bestudering van spectrale kenmerken in het infrarood kunnen we nu een schatting maken van de grootte van de deeltjes (zie bijvoorbeeld fig. 3). De grootte van de deeltjes vertelt ons iets over de dichtheid (en dus de massa) van het gas op het moment van condensatie en erna, en is daarom erg belangrijke informatie voor het begrijpen van de evolutie van sterren op het moment dat ze een groot gedeelte van hun massa verliezen. De vorm van het deeltje bepaalt het effectieve oppervlak en daardoor de katalytische mogelijkheden. Het lijkt erop dat pas gevormde deeltjes een veel grilligere vorm hebben dan deeltjes in de interstellaire ruimte.

Figuur 3: Het infrarode emissieprofiel van amorfe silicaatdeeltjes van verschillende grootte (0,01 tot 3,0 mm). Zie hoe het profiel duidelijk verandert voor deeltjes groter dan 1 ìm. Een soortgelijk effect wordt veroorzaakt door variaties in de vorm van de deeltjes.

Mineralogie in extreme omstandigheden

Astromineralogisch onderzoek draagt ook bij aan een beter begrip van de mineralogie van het zonnestelsel. Onlangs is met behulp van ISO-spectra het bestaan van twee leden van de carbonatenfamilie buiten het zonnestelsel aangetoond. In de uitstroom van een tweetal stervende sterren, de Vlindernevel (NGC 6302, zie fig. 4) en de Rode Spin-nevel (NGC 6537), zijn aanzienlijke hoeveelheden dolomiet en calciet gevonden. Verder lijken ISO-spectra aan te tonen dat carbonaten ook bij een pasgevormde ster aanwezig zijn. Op aarde zijn dolomiet en calciet de meest voorkomende carbonaten. Ze komen onder meer voor in druipsteengrotten, in het Dolomietengebergte, en als kalkaanslag of ketelsteen. In al deze omgevingen worden carbonaten gevormd door verwering van een silicaat via een chemische reactie met water waarin CO2-gas (kooldioxide) opgelost is. Het kooldioxide reageert met het water en kationen (zoals Ca2+ of Mg2+) uit de silicaten en vormt zo de aardse carbonaten. Dit vormingsmechanisme is op aarde en op een aan tal andere hemellichamen in het zonnestelsel het overheersende proces. Echter, voor dit mechanisme is vloeibaar water onontbeerlijk, en dus kan dit proces alleen plaatsvinden op planeten of planetoïden. Bovendien is de aanwezigheid van een atmosfeer noodzakelijk om het kooldioxidegas in water op te lossen.

Figuur 4: Een opname van de Vlindernevel, ook wel bekend als NGC 6302, genomen met de Very Large Telescope (VLT) van de European Southern Observatory (ESO) op Paranal, Chili. Duidelijk zichtbaar is de recente polaire uitstroom, hoewel die slechts een fractie van de massa bevat. Het grootste deel van het stof bevindt zich in de donkere band in het midden, die als een torus de oorspronkelijk ster omringt. Het overblijfsel van de ster zelf is niet zichtbaar, maar bevindt zich ergens in het midden van de foto.

Tot voor kort werd daarom gedacht dat alle buitenaardse carbonaten, gevonden in bijvoorbeeld meteorieten, aangaven dat dit materiaal ooit deel uitmaakte van een planeet waarop de omstandigheden geschikt waren voor de ‘klassieke’ vorming van carbonaten. Maar de ontdekking van grote hoeveelheden carbonaten in de uitstroom van stervende sterren heeft duidelijk gemaakt dat er nog een andere manier moet zijn om carbonaten te vormen. De uitstroom is te kortdurend om planeten te vormen, en de totale massa te groot om verklaard te kunnen worden via een verweringsproces door middel van vloeibaar water op het oppervlak van planeten.

In verscheidene laboratoria wordt op dit moment gewerkt aan de ontrafeling van dit mysterie. Men hoopt experimenteel te kunnen vaststellen welk mechanisme zorgt voor de vorming van carbonaten in deze extreme omstandigheden. Hoewel het erop lijkt dat het nog onbekende vormingsmechanisme geen grote rol speelt bij het ontstaan van aardse carbonaten, kan het wel degelijk een belangrijk pad zijn voor de vorming van carbonaten in meteorieten. Totdat dit raadsel opgelost is, moet men dus voorzichtig zijn met het trekken van conclusies over de geschiedenis van een meteoriet op grond van de aanwezigheid van carbonaten.

Vooruitgang

Het onderzoek van kosmisch stof is een veelbelovend vakgebied, waarin de laatste jaren dankzij ISO flinke vooruitgang is geboekt. De infraroodspectra van ISO helpen ons niet alleen om de eigenschappen van de stofdeeltjes te begrijpen, maar ook om de milieus waarin deze stofdeeltjes zich bevinden beter te leren kennen. Tevens zijn stofdeeltjes de bouwstenen van planeten, en het volgen van de levensloop van een stofdeeltje leert ons dus veel over de processen die een rol spelen bij de eerste stappen op weg naar een planetensysteem zoals we dat rond de zon vinden. Het zou zonde zijn dit stof zonder meer onder het tapijt te vegen!

Geordend versus ongeordend. In de natuur komen naast de verschillen in chemische samenstelling ook nog verschillen in roosterstructuur van de verschillende silicaten voor. Er bestaat de geordende structuur, ook wel kristallijn genoemd (figuur links), en de ongeordende structuur, ook wel amorf of chaotisch genoemd (figuur rechts). Vanwege de hoge ordening in een kristallijn silicaat zijn de pieken in het infrarood relatief scherp en talrijk en mineraalafhankelijk. De amorfe structuur zorgt ervoor dat de verschillende resonanties allemaal net op een iets andere golflengte liggen, en het resultaat hiervan zijn twee relatief brede pieken: één rond 10 mm en één rond 20 mm. De exacte posities zijn nog wel een beetje afhankelijk van de deeltjesgrootte en de chemische samenstelling, maar de veranderingen zijn relatief klein vergeleken met dezelfde veranderingen in kristallijne silicaten.

Infrarood emissiespectrum (boven) en atomaire structuur (onder) van een kristallijne (links) en een amorfe silicaat (rechts).

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

Discussieer mee

0

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

NEMO Kennislink nieuwsbrief
Ontvang elke week onze nieuwsbrief met het laatste nieuws uit de wetenschap.