2013-04 MIRA Ceti sprak met... Dany Vanbeveren


Ondanks de sterke reputatie van de Vrije Universiteit Brussel op het vlak van het onderzoek naar massieve dubbelsterren – denk maar aan het uitstekende en gedreven werk van professoren als Walter Van Rensbergen en Jean-Pierre De Greve, is hun afdeling sterrenkunde er met de jaren niet groter op geworden. Helaas laten ook hier de besparingen in het onderwijs zich voelen.

Ervan uitgaande dat kwaliteit belangrijker is dan kwantiteit trokken we namens MIRA Ceti toch naar de VUB om er met professor Dany Vanbeveren (°1953) een gesprek te hebben over hoe sterren ervoor zorgen dat het heelal geen saaie en dooie boel is, alleen maar gevuld met waterstof en helium.

 

Dany VanbeverenHet cliché zegt niet ten onrechte dat wij bestaan uit sterrenstof. Kan u ons in het kort dat idee van aanmaak en recyclage van chemische elementen in de ruimte schetsen, professor Vanbeveren?

 

Na de Big Bang trof je in het jonge heelal enkel waterstof en helium aan met ook sporen van deuterium en lithium. De andere elementen uit de klassieke tabel van Mendelejev waren er toen nog niet. In de fazen die volgden op de Big Bang is de materie beginnen samenklonteren. In alle chaotische processen is het een natuurlijke gang van zaken dat er door een reeks toevalligheden uiteindelijk orde en structuur ontstaat. Ten gevolge van de zwaartekracht hebben die klonters materie zich samengevoegd tot wat later de sterrenstelsels zouden worden. Initieel waren het reusachtige wolken gas en stof waarbinnen de materie verder is blijven samentrekken. Op een bepaald ogenblik tijdens deze samentrekkingsfase wordt de fysische toestand van deze materie zodanig dat sterren kunnen ontstaan.

Afhankelijk van hoeveel materie er in het begin in het stervormingsproces betrokken wordt spreken we – om het eenvoudig te stellen – van sterren met lage massa en sterren met hoge massa. Bij sterren met een lage massa zoals de Zon vindt de zogenaamde proton-protoncyclus plaats in de kern, daarbij worden via enkele tussenstappen vier waterstofkernen of protonen omgezet in één heliumkern. Bij sterren met meer massa gaat het om een andere reactieketen, de CNO-keten, waarbij ook vier waterstofkernen fuseren tot één heliumkern, en daarbij worden de elementen koolstof, stikstof en zuurstof betrokken als katalysator. Het omzetten van waterstof in helium is waar sterren mee bezig zijn tijdens het grootste deel van hun bestaan, in het gekende Hertzsprung-Russelldiagram bevinden ze zich dan op de hoofdreeks. Eenmaal in de kern van de ster de voorraad waterstof niet meer toereikend is om de fusie in stand te houden en er daar vooral heliumkernen zijn, stoppen de kernreacties en begint de ster door de zwaartekracht samen te trekken. Daardoor gaat de temperatuur in de kern stijgen, dit keer tot een paar honderd miljoen graden, en bij die temperatuur krijg je fusie van helium in koolstof en zuurstof. Hoe zwaarder de ster, hoe verder die fusieprocessen doorgaan, met de vorming van magnesium, silicium, enzoverder. Dat gaat zo door tot de vorming van ijzer. Dat is een enorm stabiel element. Om ijzerkernen te doen samensmelten moet er energie toegevoegd worden, en bijgevolg stopt bij dat element uit de tabel van Mendelejev de kernfusie. Daardoor krijgt de zwaartekracht opnieuw de bovenhand en volgt er een samentrekking van de ster waarbij de ijzerkern onder het gewicht van de bovenliggende lagen in elkaar stort. De implosie gaat door tot er een kern ontstaat van gedegenereerde materie, afhankelijk van de massa van de bovenliggende lagen krijgen we daar een neutronenster of een zwart gat. Bij dat onvoorstelbaar snelle instorten van al die massa komt zodanig veel zwaartekrachtsenergie vrij dat er daarop een explosie volgt waarbij alle lagen buiten de ijzerkern worden weggeblazen. Dat hele fenomeen van imploderen en exploderen noemen we een supernova.

Waar we ons verhaal dus oorspronkelijk begonnen zijn met vooral waterstof en helium hebben we nu een hele hoop lagen die volzitten met koolstof, zuurstof, stikstof, noem maar op, en die komen door de supernovaexplosie in het interstellaire terecht alwaar ze zich vermengen met de materie die niet of nog niet tot sterren is geëvolueerd. En zo kan het proces van stervorming door het samentrekken van gas- en stofnevels weer van voor af aan herbeginnen, maar dit maal met meer verrijkte materie. Maar let op, hetgeen ik hier schets is een wel erg vereenvoudigd schema, de eigenlijke processen zitten toch een heel stuk ingewikkelder in mekaar dan dat.

 

Hoe zit het met de elementen zwaarder dan ijzer?

 

Tijdens die supernovae-explosie komt er zoveel energie vrij dat de mogelijkheid bestaat dat het stabiele atoom ijzer toch verder neutronen invangt. En tijdens dat proces, tijdens die luttele paar tijdseenheden die op kosmisch niveau instantaan zijn, worden dan alle elementen gevormd zwaarder dan ijzer. Ook al zijn er uitzonderingen zoals wat men in het jargon de R-processen noemt waarbij zwaardere elementen als europium gevormd worden. Gedetailleerde programma’s die de nucleosynthese tijdens supernova-explosies bestuderen vinden die elementen daar nergens in terug. Een alternatieve verklaring is kijken naar dubbelstersystemen. Als er een massievere component is zal die sneller evolueren en mogelijk exploderen, waarbij de kern een neutronenster wordt of een zwart gat. Als er een explosie is zal dat veelal leiden tot het uiteenvallen van de dubbelster, maar dat is niet altijd het geval. Als de dubbelster de supernova overleeft, heb je enerzijds met dat zwarte gat of de neutronenster een relativistisch object en anderzijds een normale ster. Die evolueert verder, en als het ook een massieve ster is zal ook deze ster exploderen. Als het systeem overleeft en dus niet uit mekaar wordt geslagen door die krachtige explosie heb je ofwel een dubbelster bestaande uit twee ijzerkernen, ofwel twee neutronensterren, of een neutronenster en een zwart gat of een zwart gat met een ander zwart gat. Volgens de algemene relativiteitstheorie van Albert Einstein zenden beide objecten zwaartekrachtsgolven uit, en door die ‘straling’ verliezen ze impuls en bewegen ze naar mekaar toe. Op een bepaald moment smelten ze dan samen. In het geval van twee neutronensterren, en vermoedelijk ook in het geval van een neutronenster en een zwart gat, komt er bij die botsing gigantisch veel energie vrij, en daarbij doet zich een gamma-ray burst of in het Nederlands een gammaflits voor. Dit gaat gepaard met materieverlies, en op basis van simulaties zou het daarbij gaan om materie die vooral verrijkt is via de R-processen. Dus die zware elementen ontstaan vermoedelijk bij die ongemeen krachtige gammaflitsen.

Naast de R-processen die zich binnen enkele seconden voordoen in een explosieve context – vandaar R voor ‘rapid’, heb je ook de S-processen, waarbij S staat voor ‘slow’. Het gaat dan over de aanmaak van elementen zoals barium bij sterren met zo’n zes tot acht maal de massa van de Zon in een gevorderd evolutiestadium – de zogenaamde AGB-fase of ‘asymptotic giant branch’ fase. We hebben het hier over tijdschalen van wel duizenden jaren waarin de ijzerkernen extra neutronen invangen om zo te verzwaren tot nieuwe elementen.

Dus als we kijken naar de tabel van Mendelejev met het periodiek systeem der elementen, dan is het natuurlijk wel een kluwen van waar de verschillende elementen hun oorsprong vonden en vinden. Want dat proces gaat altijd maar door, er komen nog altijd nieuwe sterren bij die vele elementen bevatten die in vorige generaties sterren werden aangemaakt, die nieuwe sterren evolueren volgens hun stramien, als ze genoeg massa hebben exploderen ze op hun beurt. En die kosmische recyclagecarrousel draait nu al bijna veertien miljard jaar. En zo werd het mogelijk dat ook wij ontstaan zijn als bijproduct bij het ontstaan van onze Zon, waarbij in onze omgeving qua massadichtheid ongeveer twee procent van de materie uiteindelijk verrijkt is, dat wil zeggen geen waterstof of helium is. En ook al is het grootste percentage atomen van ons lichaam klassieke waterstof, toch is al de rest waaruit ons lichaam bestaat vermoedelijk gevormd door de reacties in het inwendige van sterren en door supernova-explosies.

 

Dat is toch echt wel een wonderlijk verhaal, nietwaar?

 

Dat vind ik ook, ja. Om zicht te krijgen op alle processen die zich afspelen bij de vorming en de evolutie van sterren gaan we allerlei simulaties doen, en dat vraagt behoorlijk veel tijd en rekenwerk. We gaan daarbij vertrekken van een model waarbij een gigantisch grote massa gas en stof als gevolg van de gravitatie en de rotatie begint af te platten, dat is immers een normaal proces voor ronddraaiende materie. Door de afplatting wordt de materie dicht op elkaar gedrukt, en zo ontstaan er in die stelsels sterren.

Dankzij steeds betere waarnemingsinstrumenten in ook andere golflengten dan zichtbaar licht hebben we tegenwoordig een vrij goed zicht op ons eigen sterrenstelsel en haar omgeving, en zo zien we rondom de Melkweg een hele sliert dwergsterrenstelsels liggen. Op die manier zijn we tot het idee gekomen dat grote stelsels zoals het onze heel waarschijnlijk gevormd zijn door het samensmelten van allemaal kleinere dwergstelseltjes. En de rest is het gekende verhaal: het aanwezig gas in die grote stelsels geeft aanleiding tot het ontstaan van nieuwe sterren, enzovoort.

We hebben intussen nu al wel een algemeen beeld van hoe stervorming in zijn werk gaat, maar waarom het zo is en niet anders, dat weten we niet. Zo is er bijvoorbeeld wat we noemen de ‘initial mass function’ van een ster. We hebben sterren met een massa die vergelijkbaar is met die van onze Zon en ook sterren met tien keer zo’n  massa. Het zijn deze kanjers die evolueren tot supernova’s. De waarschijnlijkheid om een ster met een massa van de Zon te maken is honderd tot duizend keer groter dan een ster te maken van tien zonsmassa's, dat kunnen we simpelweg waarnemen: het gros van de sterren zijn sterren met lage massa’s, hoe massiever de sterren, hoe minder vaak we ze zien. Waarom die ‘initial mass function’ is wat ze is, daar hebben we geen idee van. Het lijkt er bovendien ook op dat naarmate de massa van de sterren toeneemt, het percentage dubbelstersystemen toeneemt. Ook in dit verband beschikken we momenteel niet over stervormingsmodellen die dit gegeven voorspellen.

Dus hoe gaan we te werk? In onze modellen gaan we uit van een aantal aannames, maar die zijn uiteraard niet zomaar willekeurig gekozen. We hebben intussen toch al wel behoorlijk wat kennis die voorkomt uit zovele waarnemingsgegevens. Als we zien dat sterren zich vormen volgens die welbepaalde initial mass function, gaan we dat in ons model aannemen om de evolutie van sterren en sterrenstelsels te simuleren, we hebben een idee over het percentage van chemische elementen die aanwezig kunnen zijn, enzovoort. Wat maakt dat het aantal initiële parameters die we in ons model invoeren waarover onzekerheid bestaat eerder beperkt is.

 

Zijn er sinds de asteroseismologie haar intrede deed niet een aantal nieuwe fundamentele inzichten ontstaan over het inwendige functioneren van sterren?

 

Fundamenteel nieuwe inzichten niet. Sinds ongeveer halfweg de twintigste eeuw denken we te weten hoe het er in de kernen van sterren aan toe gaat: alles is convectie en wordt instantaan gemengd tot één massa plasma. Maar aanvankelijk was het idee dat de kern van een ster stopt daar waar de convectie stopt. Dat had meteen ook implicaties voor de programma’s die op basis van dat idee de verdere evolutie van elementen in het sterinwendige gingen berekenen. Als we nu kijken naar de convectiepatronen aan het oppervlak van de Zon, dan zien we daar de convectiecellen die naar boven rijzen niet precies stoppen waar het convectiecriterium zegt dat er geen convectie meer is, maar hoger doorschieten. Mutatis mutandis moet dat dan ook gelden voor wat er zich qua convectie voordoet in de kern, en bijgevolg zal de kern wat groter moeten gezien worden dan eerst gedacht. We noemen dit verschijnsel ‘convective core overshooting’. Op basis van dit principe heeft men dan met de bestaande sterevolutieprogramma’s aangepaste simulaties uitgevoerd. En om te bepalen hoe groot die zone is van ‘convective core overshooting’ is de asteroseismologie wel een zeer belangrijke informatiebron. Aan de hand van de pulsaties aan het steroppervlak wordt het mogelijk om het inwendige ervan in beeld te brengen, en zo wordt het mogelijk om zicht te krijgen op die wat ruimere kern.

 

Ook op het vlak van de afstandsbepaling van sterren worden de metingen altijd maar preciezer, leveren die betere resultaten belangrijke informatie op? Van de ster Betelgeuze werd jarenlang gezegd dat die op zowat 430 lichtjaar stond, terwijl recentelijk 640 lichtjaar als correcter geldt. Bijgevolg is deze ster helderder dan gedacht en dus nog een stuk groter?

 

Betere afstandsbepalingen van grote groepen sterren zijn enorm belangrijk voor het ijken van theoretische voorspellingen in verband met sterevolutie. Een beter inzicht van individuele sterren zoals Betelgeuze kan ons beeld van hoe sterren evolueren confirmeren of totaal doen veranderen. Zo was er in 1987 een blauwe superreus die zowat voor onze neus is geëxplodeerd en dit was absoluut onverwacht. Deze gebeurtenis heeft ons beeld van sterevolutie van massive sterren met een initiële massa om en bij de 20 zonsmassa danig veranderd.

 

Die supernova werd begin 1987 waargenomen in de Grote Magellaanse Wolk.

 

Juist. Wat er daar gebeurd is, was absoluut niet hetgeen ons model van sterevolutie had voorspeld. De ster die ontploft is, bleek immers een blauwe superreus te zijn, en het sterevolutiemodel dat toen gold voorspelde dat een supernova zoals SN 1987A altijd een gevolg moest zijn van een exploderende rode superreus. Dus daar zaten we met een probleem. En zo heeft die supernova enorm veel teweeg gebracht: er werden congressen gehouden, de modellen werden aangepast, enzovoort.

 

Er zijn meerdere types supernova.

 

Men maakt om te beginnen een onderscheid tussen supernova’s van type I en type II. Als het spectrum van een supernova waterstoflijnen vertoont, is het een type II, anders is het een type I. Vervolgens gaat men verder onderverdelen op basis van het helderheidsverloop van de supernova of de aanwezigheid van andere elementen in het spectrum.

Een interessante subcategorie is die waarbij een witte dwerg zodanig veel massa aantrekt van een naburige ster dat op een bepaald ogenblik een bepaalde limiet wordt overschreden, de zogenaamde Chandrasekhar-limiet, en dan volgt een explosie, dit zijn supernova's van type Ia. Ze zijn een klasse apart en gelden als een soort standaardkaarsen, want bij die supernova's gaat het bijna altijd over een zelfde intrinsieke helderheid, en zo kunnen we op basis van de opgemeten helderheid achterhalen op welke afstand die objecten staan. Bij deze supernova's gaat het dus niet om een ijzerkern die ineen klapt, bij de andere types is dat wel het geval. Bij die exploderende sterren gaat de kern dan wel evolueren tot een neutronenster of zelfs een zwart gat.

Hoe kunnen we vermoeden dat de vorming van een een zwart gat gepaard gaat met een supernova explosie? Optisch kunnen we dat zwarte gat natuurlijk niet zien, maar op een indirecte manier misschien wel. Als we bijvoorbeeld in een dubbelstersysteem de optische compagnon bekijken, kunnen we aan de hand van de dopplerverschuiving van de spectraallijnen van die visuele partner een schatting maken van de massa van dat relativistische object waarmee de ster gravitationeel verbonden is. Als bovendien het spectrum van de zichtbare ster de lijnen bevat van chemische elementen die niet door hemzelf gevormd kunnen zijn maar wel tijdens een supernova,  dan moet de vorming van dit zwart gat voorafgegaan zijn door een supernova, waarbij een deel van de materie van die supernova op de begeleidende ster is gevallen.

 

In verband met het gedrag van massa in sterrenstelsels kan een alternatieve piste zoals de MOND-theorie (MOND = Modified Newtonian Dynamics) misschien tot nieuwe inzichten leiden?

 

Het is zeer zeker een boeiend idee, en in de wetenschappelijke wereld heerst er duidelijk verdeeldheid over die aangepaste zwaartekrachtstheorie: de ene is er heel enthousiast over en de andere wil er niets van weten. De ontwerper van MOND, Mordehai Milgrom, stelt dat de klassieke mechanica volgens Newton goed werkt als verklaring voor bewegingen in het zonnestelsel, dus voor lokale systemen, maar dat het op de schaal van sterrenstelsels nodig is die theorie bij te sturen. En zo heeft hij op basis van de wetten van Newton een aantal aangepaste vergelijkingen opgesteld die volgens hem goed blijken te werken voor de dynamica van sterrenstelsels. Het is in ieder geval een zeer mooie wiskundige oefening.

Laat ons even teruggaan naar de tijd van Newton. Je had de wetten van Kepler die ontstaan waren vanuit het copernicaanse model met de Zon in het midden en daaromheen de planeten. Tycho Brahe was een overtuigde katholiek en dus zeker geen vurig pleitbezorger van het heliocentrisme, integendeel. Hij kwam zelf met een eigen hybride systeem aandraven om toch maar de Aarde in het middelpunt te kunnen handhaven. Maar Brahe was wel een uitzonderlijk goede waarnemer, en zijn ganse leven lang heeft hij uiterst nauwkeurig de posities van de planeet Mars aan de hemel opgetekend. Aan de hand van die gegevens heeft Kepler uiteindelijk de baan van Mars kunnen berekenen en heeft hij zijn drie beroemde wetten kunnen opstellen. Maar Kepler wist zelf ook niet waarom de naar hem vernoemde wetten zijn wat ze zijn.

En toen kwam Isaac Newton, misschien wel de meest geniale wiskundige ooit. Wat er op wiskundig vlak ontbrak aan werkmiddelen om de vragen die hij had over de natuur te beantwoorden heeft hij gewoon op eigen houtje ontwikkeld, met name de integraal- en differentiaalanalyse. En zo kon hij meteen ook de wetten van Kepler wiskundig onderbouwen. Als je aan de universiteit fysica studeert mag je tijdens een van de eerste lessen in je eerste jaar die berekening zelf ook eens overdoen, na het nodige rekenwerk kom je dan uit bij de beroemde zwaartekrachtswet van Newton. Waarom zwaartekracht is zoals ze is weten we daarmee nog niet, maar de basis is gelegd, en aan de hand daarvan kunnen we de bewegingen in het zonnestelsel allemaal berekenen.

Uit latere waarnemingen van de beweging van sterrenstelsels bleek er een probleem te zijn met die vergelijkingen op basis van de klassieke mechanica, om de differentiaalvergelijkingen toch te doen kloppen was het nodig om bij de zichtbare materie veel extra massa te voegen, maar liefst negentig procent! En zo is men gekomen tot het idee dat er waarschijnlijk materie aanwezig is tussen de sterren die wij niet kunnen zien, vandaar donkere materie genoemd. In de loop der jaren ontstond er in de astronomische wereld min of meer een consensus dat donkere materie een wezenlijk ingrediënt is van het heelal. En één van de sterkste argumenten daarvoor kwam door het bestuderen van dwergsterrenstelsels. Als men de massa van die dwergstelsels bepaalt op basis van hetgeen zichtbaar is en vervolgens de eigenbeweging van de aanwezige sterren bekijkt, luidt de conclusie dat de snelheid waarmee die sterren bewegen te groot is om in die dwergstelsels te kunnen blijven, tenzij er een groot percentage donkere materie aanwezig zou zijn om de sterren aan het stelsel vastgeklonken te houden.

Maar laat ons nu eens een tegenargument lanceren. In plaats van er zomaar van uit te gaan dat het bij die snel bewegende sterren gaat om de eigenbeweging van enkelvoudige sterren zou het ook kunnen gaan om dubbelstersystemen. Dat is geen loos idee, want zoals we intussen weten maakt de meerderheid van de sterren deel uit van een meervoudig stersysteem van twee of meerdere componenten. In dat geval zou de snelheid van de sterren die je in de dwergstelsels meet mogelijkerwijze de orbitale snelheid van je dubbelsterren kunnen zijn, d.w.z. de snelheid waarmee de sterren rond elkaar draaien. En dan heb je geen donkere materie meer nodig om die snelheden te kunnen verklaren. Die donkere materie, als ze er al is, zit wel goed verstopt, niet? Je kent ongetwijfeld het experiment IceCube op de Zuidpool. Veel donkere materie vinden ze daar niet, hé?

 

Ook de VUB is ook bij dat project betrokken.

 

Ja, maar ook onze onderzoeksgroep Elementaire deeltjes heeft dat raadsel nog niet kunnen oplossen. Om deze problematische toestand vanuit een ander perspectief te bekijken is het idee ontstaan dezelfde wiskundige bewerking te gaan doen als hetgeen Isaac Newton in de zeventiende eeuw heeft gedaan om de banen van de planeten rondom de Zon te verklaren, maar nu zodanig dat het mogelijk is ook de bewegingen van echt grote massa’s zoals sterrenstelsels ermee te reproduceren. En zo is MOND als alternatieve gravitatietheorie ontstaan, waarbij er een correctiefactor op de formules van Newton werd geïntroduceerd die alleen maar belangrijk is in het geval de massa van de grootteorde is van die van sterrenstelsels.

Persoonlijk vind ik dat een prima idee, maar toegegeven, MOND blijft controversieel. We hebben hier in de vakgroep Fysica en Sterrenkunde aan de VUB ook een aantal mensen die zich met kosmologie bezighouden, en zij houden zeer overtuigd vast aan het bestaan van donkere materie. Maar ze zeggen zelf dat er bij congressen tussen vakgenoten duidelijk een kamp pro en een kamp contra MOND is. Dus blijft het wachten tot er in dit verband een definitieve doorbraak gerealiseerd wordt, met alle gevolgen van dien voor de fysica en de sterrenkunde. In onze onderzoeksgroep zouden we daarom graag met een klein project van start gaan om uit te dokteren of het inderdaad zo is dat er in feite geen donkere materie nodig is als je de snelheden waarmee we de sterren zien bewegen in die dwergstelsels interpreteert als snelheden van dubbelsterren die rond elkaar draaien.

 

Stel dat die veronderstelling van rond elkaar draaiende sterren klopt lijkt me dat een zeer spectaculair resultaat, niet?

 

Absoluut. Het zou een ideaal project zijn voor een student die bij ons een masterproef wil doen. Om een master te behalen moet je tegenwoordig vijf jaar studeren en een thesis presenteren die gebaseerd is op wetenschappelijk onderzoek. Het voordeel dat wij hebben als kleine groep is dat je als promotor een heel duidelijk zicht hebt op hetgeen waarmee je student bezig is en je als promotor kan meewerken aan het project. Dus hopen maar dat er binnenkort een geïnteresseerde student komt opdagen.

 

Wij hopen het samen met u en kijken uit naar het resultaat van dit onderzoek. Hartelijke dank, professor Vanbeveren, voor het boeiende gesprek.