Je leest:

Wega-achtige sterren: sterren met bouwmateriaal voor planeten

Wega-achtige sterren: sterren met bouwmateriaal voor planeten

Auteurs: en | 1 april 2004

In 1600 werd Giordano Bruno op last van de inquisitie in Rome levend verbrand voor vele ketterijen, waaronder de gedachte dat de sterren wel eens verre zonnen zouden kunnen zijn, omringd door planeten die bewoond worden door levende, intelligente wezens. Bruno’s lichaam verkoolde, maar zijn ideeen niet. De gedachte dat ergens anders ook intelligente levende wezens bestaan, heeft de mensheid niet meer losgelaten, ook al bleef het, tot vandaag aan toe, sciencefiction: er zou elders leven kunnen zijn, maar we weten niet met enige zekerheid of het er werkelijk is.

Voor een wetenschappelijk antwoord op de vraag of er elders leven is moet een aantal hordes worden genomen: Zijn er sterren vergelijkbaar met de zon? Zijn er planeten rond die sterren? Komt op die planeten leven voor? En is dat leven intelligent, of bestaat het uit domme dinosaurussen? Wetenschappelijk onderzoek heeft de eerste beide hordes inmiddels met succes genomen en aan de beantwoording van de vragen 3 en 4 wordt zo hard gewerkt, dat een antwoord met een beetje geluk binnen tien tot twintig jaar zal worden gevonden.

Impressie van een schijf van ‘bouwmateriaal’ rond een ster. ( Illustratie: Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/ Southwest Research Institute (JHUAPL/SwRI))

In 1838 vond Bessel voor het eerst een betrouwbare afstand tot een ster (61 Cygni) en toonde zo aan dat deze ster in de belangrijkste opzichten vergelijkbaar is met de zon – de eerste horde was genomen. De tweede horde volgde in 1995, toen Michel Mayor en Didier Queloz de eerste ster met een planeet in een cirkelbaan ontdekten, een planeet zo groot als Jupiter. De ontdekkers zagen de planeet zelf niet, maar wel het effect dat deze op de ster heeft: de planeet dwingt de ster om kringetjes te draaien rondom het gezamenlijke zwaartepunt van ster en planeet. Momenteel zijn er meer dan honderd van dergelijke sterren bekend en enkele hebben zelfs twee of meer planeten, allemaal (minstens) zo groot als Jupiter en allemaal gevonden op dezelfde, indirecte manier: de planeet zelf is niet gezien.

De volgende horde die moet worden genomen om het visioen van Giordano Bruno werkelijkheid te maken, een antwoord op vraag 3, is de ontdekking van leven op planeten. En dan rest nog het antwoord op vraag 4: de ontdekking van intelligent leven. Leven kan hopelijk worden aangetoond als een spectrum van de atmosfeer van een ‘exoplaneet’ kan worden gemeten (daar wordt aan gewerkt). Als zo’n atmosfeer op onnatuurlijke wijze ‘vervuild’ blijkt te zijn, duidt dat sterk op de aanwezigheid van een levensvorm die even intelligent (of dom!) is als wij.

Het tijdperk van de ontdekking van exoplaneten begon echter niet met de monumentale ontdekking van Mayor en Queloz, maar eerder, in 1983, met een sensationele ontdekking gedaan door IRAS, de eerste ruimtetelescoop voor infraroodsterrenkunde. IRAS tastte de hemel af op zoek naar infraroodstraling bij vier golflengten tussen 12 en 100 mm. Om te weten hoe sterk de gemeten infraroodstraling was, moest het instrument eerst geijkt worden. Daarom werd de telescoop gericht op enkele heldere sterren die men zo goed kende dat men nauwkeurig de hoeveelheid van hun infraroodstraling kon uitrekenen.

Blauwwitte, hete sterren waren bij uitstek geschikt voor dit doel en Wega, de op twee na helderste ster aan de hemel, werd gekozen als een van de allereerste ijkbronnen. Dit leverde een verrassing op: Wega was veel te helder, bij 60 mm golflengte zelfs minstens tienmaal te helder. De metingen werden grondig bekeken, nog eens herhaald en de mogelijkheid van een meetfout werd uitgesloten.

Wega was inderdaad veel te helder in het infrarood. Iets nieuws, iets nog onbekends was hier aan de hand. De beste verklaring, en de enige die na enkele weken meten en analyseren overbleef, was dat er om Wega een dunne schijf ligt van kleine korreltjes gruis – zoiets als de ringen van Saturnus, maar veel grootschaliger. Het gruis moet verder van de ster af liggen dan Neptunus van de zon en de totale hoeveelheid ervan is vergelijkbaar met de massa van de maan.

De ontdekking van dat gruis rond Wega zorgde in 1983 voor nogal wat ophef en het heeft de reputatie van IRAS en van de betrokken astronomen, Russ Aumann en Fred Gillet, veel goeds gedaan. Uiteraard werd na de ontdekking van Wega’s infraroodoverschot gezocht naar andere sterren met hetzelfde verschijnsel. Er werden er nog drie gevonden, waarvan de zeer jonge ster bèta Pictoris de sterkste infraroodstraler bleek te zijn. Groot was de verrassing toen in 1984 bleek dat bèta Pictoris omringd is door een langwerpige lichtgloed, licht dat is verstrooid door de gruisdeeltjes in de schijf die in het infrarood was ontdekt (zie figuur 1). Soortgelijk strooilicht is ook gezocht bij de andere sterren, maar het succes van bèta Pictoris werd niet herhaald: het strooilicht van andere sterren is kennelijk te zwak.

Figuur 1: Afbeelding van het licht dat verstrooid wordt door gruisdeeltjes in de schijf rond bèta Pictoris. We zien de schijf praktisch op zijn kant. ( Foto: ESO)

De maan in gruzeltjes

Het is wat verrassend dat IRAS, een telescoop met een spiegel van nog geen zestig centimeter, bij een ster op een tiental lichtjaren afstand een hoeveelheid materie vond die net zo groot is als die van onze maan, maar dat we planeten ter grootte van Jupiter nog steeds niet rechtstreeks kunnen zien – zelfs niet met de grootste telescopen van tegenwoordig, die een middellijn van tien meter hebben. Hoe is dat mogelijk? Het antwoord is dat voor de hoeveelheid straling die een voor- werp uitzendt, het oppervlak van het voorwerp belangrijker is dan zijn massa. De hoeveelheid straling, licht of infraroodstraling die door een lichaam wordt uitgezonden, is evenredig met de oppervlakte van het lichaam.

Neem bijvoorbeeld een bol met een middellijn van één meter doorsnede: het oppervlak is dan 3,14 vierkante meter. Maak uit deze bol acht gelijke, maar kleinere bollen, elk met een middellijn van vijftig centimeter: hun gezamenlijke oppervlakte is viermaal zo groot als van die ene bol, en ze stralen dus viermaal meer uit. Sla de maan kapot in deeltjes met een doorsnede van een honderdste millimeter, en het oppervlak is twee miljoen maal groter dan dat van de zon! Dat kleinere lichamen meer oppervlak hebben vergeleken met hun massa dan grotere lichamen is ook bekend uit de biologie: een olifant heeft een geweldig gewicht en daarmee vergeleken maar een klein oppervlak: een olifant krijgt het gauw te warm en vindt het heerlijk om te baden. Muizen hebben zo’n groot oppervlak vergeleken met hun gewicht, dat het ze moeite kost om warm te blijven; ze eten in verhouding veel om op temperatuur te blijven.

Stralingsdruk

We hebben gezien dat een schijf op twee manieren kan worden gedetecteerd: door de infraroodstraling van de gruisdeeltjes en door het licht dat door de deeltjes wordt verstrooid. Dit levert een nieuw inzicht op: je kunt dit strooilicht helemaal vergelijken met het zodiakale licht dat vlak na zonsondergang is te zien – dat is licht dat verstrooid is door gruis in een platte schijf rond de zon. Deze vergelijking is juist,

Figuur 2: Het spectrum van de Wega-achtige ster HD 207129, een G2V-ster, net als de zon. De lichtblauwe punten vertegenwoordigen metingen vanaf het aardoppervlak, de metingen met IRAS zijn met blauwe driehoeken weergegeven, de roze punten zijn van waarnemingen met het ISOCAM-instrument van ISO, en de gele punten en de rode en groene vierkantjes zijn metingen met het ISOPHOT-instrument in ISO. De streepjeslijn geeft het theoretisch berekende spectrum van alleen de ster, en de continu getrokken lijn geeft theoretisch voorspelde waarden voor ster en schijf samen. Bij golflengten langer dan 30 micrometer is bijna alle straling afkomstig van de schijf. ( Figuur ontleend aan Jourdain de Muizon et al (1999))

Hoeveelheid gruis

Laten we ons even bezighouden met een andere vraag. Hoe meet je eigenlijk de hoeveelheid gruis rond een ster? We beperken ons tot de infraroodstraling. Bekijk de energiehuishouding van de gruisdeeltjes: ze absorberen (een deel van) het ultraviolette en het zichtbare licht van de ster; daardoor worden ze warmer en die warmte raken ze kwijt door die in het infrarood weg te stralen. Doorgaans ligt de hoeveelheid infrarood licht tussen één duizendste en één miljoenste deel van het totale sterlicht: slechts een heel klein beetje van het sterlicht komt dus in de schijf terecht. Het blijft verrassend dat we dat beetje desondanks heel goed terugzien in het infrarood.

De hoeveelheid infraroodstraling hangt af van het totale oppervlak van alle gruisdeeltjes samen en van de temperatuur van de deeltjes. Om te meten hoeveel gruis er is, moeten we weten wat de oppervlakte van elk gruisdeeltje is, wat zijn soortelijk gewicht en wat zijn tem- peratuur. Deze gegevens zijn niet direct uit de meting afleesbaar en moeten worden geschat op theoretische gronden.

En toen kwam ISO

Zoals al gezegd, een dringende vraag was: welke sterren hebben zo’n gruizige schijf? Jonge sterren net zo goed als oude sterren? We hebben gezien dat IRAS hierop geen antwoord gaf. Het wachten was dus op een volgende infraroodruimtetelescoop. Dat werd ISO, de Europese ruimtetelescoop die in 1995 met succes werd gelanceerd. De ISO-telescoop was net zo groot als IRAS, maar de detectoren waren beter en bovendien was ISO erop gemaakt om lang op één doel gericht te kunnen blijven, terwijl IRAS een roterende telescoop was die continu de hemel aftastte

Om bovengenoemde vraag met ISO-waarnemingen te beantwoorden, was het niet alleen nodig sterren te kennen met een gruisschijf maar ook sterren zonder schijf. Dit werd het doel van een groot ISOprogramma dat was opgezet en is uitgewerkt door de auteurs van dit artikel, samen met een grote groep leden van het ISO-centrum in Spanje (Habing et al., 1999). Er werden sterren uitgekozen die zo dichtbij waren dat ISO de infraroodstraling van de ster kon meten, ook als de ster geen gruisschijf had. Van de 84 sterren die door ISO bij 60 μm werden bekeken, bleken er slechts veertien een gruisschijf te hebben, de andere zeventig niet. Een minderheid van de sterren heeft dus een gruisschijf.

Vervolgens werd gekeken naar de leeftijden van deze sterren, en toen bleek dat van de sterren die jonger zijn dan 370 miljoen jaar zestig procent een schijf heeft en van de oudere sterren slechts negen procent! Het lijkt er op dat, nadat zich een nieuwe ster heeft gevormd, zo’n gruisschijf nog ongeveer 400 miljoen jaar blijft bestaan en dan verdwijnt. Dit getal van 400 miljoen jaar veroorzaakte enige opwinding bij ons: door de kraters op de maan te tellen en door analyse van bodemmateriaal van de maan dat is meegenomen naar aarde, blijkt dat de maan kort na zijn ontstaan het slachtoffer was van een zwaar ‘bombardement’ van planetoïden, een periode die zo’n 400 miljoen jaar heeft geduurd! Ook de aarde (en andere planeten in het zonnestelsel) zullen onder dit bombardement hebben geleden, maar door erosie zijn de kraters op aarde, Venus en Mars grotendeels uitgewist. De suggestie is dus dat het einde van het zware bombardement samenviel met het tijdstip waarop de planetoïdenpopulatie heel sterk was uitgedund.

Conclusies

Dezelfde conclusie volgde uit een onderzoek van jonge sterrenhopen, uitgevoerd door Spangler et al (2001): de gemiddelde hoeveelheid gruis rond sterren neemt af als men de sterrenhopen naar leeftijd rangschikt. Dit resultaat kan op twee verschillende manieren worden verklaard: (1) alle sterren verliezen geleidelijk hun gruisschijf; of (2) de meeste sterren verliezen hun schijf vrij snel, maar een klein gedeelte van de sterren doet daar heel lang over. Kortgeleden is echter gebleken dat de zaken niet zo eenvoudig zijn als gedacht (Decin et al., 2003).

Het resultaat ziet u in figuur 3. Hieruit kunnen drie conclusies worden getrokken:

1. De jongste ster, bèta Pictoris, heeft de zwaarste gruisschijf. 2. Alle jonge sterren hebben veel gruis; er is er maar één die slechts een beetje gruis heeft: jonge sterren beginnen hun bestaan met dikke gruisschijven. 3. Er zijn oude sterren die nog steeds een flinke gruisschijf om zich heen hebben.

Figuur 3: De totale hoeveelheden gruis in verschillende Wega-achtige sterren, hier gegeven voor sterren van verschillende leeftijd. Gerangschikt van hete naar koele sterren: A-sterren (blauw), F-sterren (groen), G-sterren (geel), K-sterren (rood). Kleinere punten geven sterren weer waarvan de leeftijd niet goed bepaald kon worden. De figuur laat zien dat de jongste sterren de grootste hoeveelheid materie om zich heen hebben, maar dat er ook oude sterren zijn met nog steeds veel planetair bouwmateriaal. Als er sterren zouden bestaan waarbij meer dan een promille van het totale licht door gruisdeeltjes wordt geabsorbeerd, dan hadden ze moeten worden gevonden: dergelijke sterren, zo ze bestaan, zijn dus zeldzaam. Ook is opmerkelijk dat er enkele jonge sterren zijn met maar weinig gruis. ISO was niet gevoelig genoeg om gevallen te vinden waarbij minder dan een honderdste promille gruisabsorptie is. ( Figuur ontleend aan Decin et al (2003))

Als we aannemen dat het gruis afkomstig is van botsingen tussen planetoïden, kun je bewijzen dat de hoeveelheid gruis inderdaad geleidelijk aan krimpt (Dominik & Decin, 2003). De waarnemingen laten echter zien dat dit lang niet altijd even snel gebeurt. De beste verklaring daarvoor ligt in een model dat kortgeleden is bedacht door Kenyon & Bromley. Zij hebben het ontstaan van Pluto en van andere, soortgelijke planeten in het buitengebied van ons zonnestelsel bestudeerd, en daarbij gekeken naar de uitwerking van nieuwe planeten op de overgebleven kleine planetoïden. Als deze planeten ongeveer zo groot en zo zwaar zijn als de maan, verstoren zij met hun zwaartekracht de banen van deze planetoïden, waardoor deze veelvuldig met elkaar botsen en zo nieuw gruis produceren. Het is interessant dat dit proces zich steeds verder naar buiten verplaatst, al gaat dat soms zo langzaam dat de buitenste gebieden nog onaangetast zijn wanneer de ster al enkele miljarden jaren oud is. Zo kun je begrijpen waarom sommige oudere sterren nog steeds een stofschijf om zich heen hebben.

Kijken we naar ons eigen zonnestelsel, dan meten we dat buiten de baan van Neptunus de planeetachtige objecten in totaal slechts tien procent van de aardmassa hebben. Maar de aanwezigheid van Pluto suggereert dat deze fractie vroeger, toen het zonnestelsel ontstond, veel hoger was – wellicht honderdmaal de massa van de aarde (Stern & Colwell, 1997). De vorming van een object als Pluto was toen wel mogelijk, maar nu niet meer. In die tijd leek de zon waarschijnlijk veel op Wega en op bèta Pictoris.

Zie ook:

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.