2014-03 MIRA Ceti sprak met... Ronny Blomme

Vele mensen stellen zich sterren voor met een beeld dat niet echt overeenstemt met de werkelijkheid. Het zijn niet allemaal – of beter: helemaal niet – grote perfecte bollen heet gas die netjes aan de hemel staan te pronken en gelijkmatig hun licht in alle richtingen uitstralen. Het gaat bij sterren veeleer om bolvormige structuren die vaak vol vlekken zitten, met protuberansen eromheen en die omgeven zijn door uitgestoten gassen die een reusachtige elektromagnetische cocon rond de ster vormen. Die cocon zit in een interstellaire omgeving waarmee allerhande interacties optreden. Via een vloot ruimtetelescopen krijgen we geregeld detailrijke beelden te zien van dergelijke spectaculaire structuren rondom sterren.

Om over deze boeiende objecten meer te weten te komen trok MIRA Ceti naar de Koninklijke Sterrenwacht van België om Ronny Blomme (°1960) te interviewen. Ronny doctoreerde in de sterrenkunde aan de VUB en is wetenschappelijk medewerker van de Sterrenwacht in Ukkel met als specialisatie de studie van hete blauwe sterren en de sterrenwinden die dergelijke sterren uitstoten. Enkele jaren geleden ontdekte hij samen met enkele collega’s uit Ukkel gigantische spiraalvormige golven rond één van de zwaarste en heetste sterren in ons sterrenstelsel.

 

Mijnheer Blomme, hoe zijn jullie tot het idee gekomen dat klontering in die sterrenwinden zo’n belangrijke rol speelt?

 

Toen ik nog op de VUB zat probeerden we de waarnemingen van de hete massieve sterren die we binnenkregen – in die tijd ging het voornamelijk om waarnemingen in het infrarood en het ultraviolet – in overeenstemming te brengen met de bestaande hydrodynamische modellen over dat type sterren. Maar bij onze analyses bleken er toch een aantal zaken tussen waarnemingen en theorie incompatibel te zijn. Zoiets is natuurlijk interessant, want dat wil zeggen dat je bestaande model niet toereikend is en je naar aanpassingen moet zoeken die de waarnemingen wel kunnen verklaren. Als we de hypothese stelden dat de sterrenwinden bij dat type sterren niet mooi gelijkmatig maar veeleer klonterig zijn kwamen we al dichter in de buurt van wat er effectief waargenomen werd. Nadien zijn er nog andere aanwijzingen bijgekomen die dat idee van geklonterde sterrenwinden ondersteunden, zodat het intussen een algemeen aanvaarde theorie is geworden. Dat heeft dan wel weer consequenties voor de hoeveelheid massa die een dergelijke ster verliest, in tegenstelling tot wat astronomen vroeger stelden is het echte massaverlies veel minder groot dan aanvankelijk gedacht. En dit nieuwe inzicht is dan weer van invloed op het idee dat we hebben over de evolutie en de plaats in het Hertzsprung-Russelldiagram van die massieve sterren. Zoals je ziet: een nieuw inzicht heeft vaak verregaande consequenties.

 

Hoe komen die sterrenwinden tot stand?

 

Het heeft te maken met de druk van het licht op de materie waaruit de ster bestaat en het is een fenomeen dat zich voordoet op elk moment in de evolutie van de ster. Zeker bij dergelijke massieve en bijgevolg enorm lichtkrachtige sterren speelt dit principe een kapitale rol in de werking van de ster. Afhankelijk of het gaat om een hete of een koele ster heb je ionen, moleculen of stof die het licht dat in het midden van de ster zijn oorsprong vindt absorberen. Op het moment dat het licht geabsorbeerd wordt, wint dat ion of die molecule of stofdeeltje een klein beetje energie, en met die energie hangt natuurlijk ook een hoeveelheid momentum samen. Zoals je weet kan momentum niet zomaar verdwijnen, dat resulteert in een kleine beweging naar buiten toe van dat ion, die molecule of dat stofdeeltje. Na zekere tijd wordt dat foton wel opnieuw uitgezonden waardoor je een soort terugslageffect krijgt, maar dat kan natuurlijk in elke willekeurige richting. Aangezien de eerste momentumduw vanuit het midden van de ster zelf komt krijg je dus netto een effect naar buiten toe. Dat gebeurt gedurende de ganse evolutionaire fase van de ster, in die periode vinden er wel veranderingen plaats wat betreft de dichtheden en de snelheden van de sterrenwind. In de hoofdreeksfase hebben we typisch waarden als 10^-6 zonsmassa’s per jaar die uitgestoten worden aan snelheden die gemakkelijk 2000 à 3000 km per seconde halen. Als je natuurlijk helemaal rechts bovenaan in het HR-diagram gaat kijken bij de rode superreuzen hebben we sterren die zo gigantisch groot zijn dat het effect van de zwaartekracht in de buitenlagen ervan veel minder groot is, al aan 10 km per seconde kan je daar aan de ster ontsnappen, maar ter compensatie gaat er via de sterrenwind wel veel meer massa verloren, iets in de grootteorden van 10^-4 zonsmassa’s per jaar.

 

Als we dergelijke sterren vergelijken met de Zon, over welke straal spreken we dan?

 

Dan moeten we ook kijken waar we ons in het HR-diagram bevinden. Als we in de hoofdreeks blijven ga je bij de hete blauwe sterren nergens exemplaren vinden die meer dan tien à twintig keer de straal hebben van de Zon, wat dus niet zo immens veel groter is dan de Zon zelf. Als we naar de echte reuzen gaan wordt het verschil natuurlijk wel aanzienlijk groter. Een blauwe reuzenster heeft een straal die dertig keer groter is dan die van de Zon, dat is nog niet zo enorm, maar bij de rode superreuzen krijg je echt gigantische sterren die qua grootte vergelijkbaar zijn met de dimensies van ons zonnestelsel. Qua massa komen de sterren uit ons onderzoek tot zowat zestig keer de massa van de Zon. Dus het is niet op het vlak van grootte en massa dat die blauwe hete sterren spectaculair van de Zon verschillen. Het essentiële verschil zit in de lichtkracht ervan, die kan tot wel een miljoen keer groter zijn dan bij de Zon. En die enorme lichtkracht is wel zeker een bepalende factor in het functioneren van die sterren. Daarom ook dat de stralingsdruk bij deze sterren zo belangrijk is, een effect dat bij onze Zon eigenlijk verwaarloosbaar is.

 

Wat gebeurt er uiteindelijk met de weggeblazen materie?

 

Die zal op een bepaald moment op het interstellair medium botsen en daar beginnen druk uit te oefenen, om finaal in dat interstellair medium door te breken. Zo ontstaan allerlei mooie structuren die een beetje doen denken aan planetaire nevels. Je hebt ook nog het gegeven dat de ster t.o.v. het interstellair medium aan het bewegen is, zodat er net als bij een varend schip een soort boeggolf ontstaat in de richting waarin het stelsel van de ster en de haar omringende nevel beweegt. In zichtbaar licht had men vroeger al wel een aantal van dergelijke interacties gezien, maar het is vooral in het infrarode deel van het spectrum dat we meer en meer van die boeggolven of andere soorten interacties van bewegende sterren met het interstellaire medium detecteren. Een spectaculair voorbeeld is de gekende en zelfs beruchte ster Eta Carinae, waarbij rondom de ster heel ingewikkelde structuren zijn ontstaan ten gevolge van reusachtige hoeveelheden gas en stof die in de loop van vele decennia of eeuwen bij opeenvolgende uitbarstingen weggeblazen zijn. De nevel lijkt volgens sommigen zelfs op een mannetje en wordt daarom soms ook de Homunculusnevel genoemd. Hoe dat alles uiteindelijk evolueert, hangt natuurlijk in essentie af van de tegenwerking van het interstellair medium. Bij de hete blauwe sterren hebben we te maken met een omgeving die toch wel anders is dan bij onze Zon, en dat heeft te maken met hoe de verschillende soorten sterren ontstaan en zich verder ontwikkelen. De hete blauwe sterren hebben meer massa en gaan daardoor in hun centrum ook meer druk ontwikkelen, waardoor ze hun brandstofvoorraad veel sneller zullen verbruiken. Dit type ster leeft dan ook slechts enkele miljoenen jaren of misschien enkele tientallen miljoenen jaren, en dat is heel wat minder dan de Zon die haar bestaan toch ruim tien miljard jaar zal trekken. Die snelle evolutie impliceert ook dat deze sterren al ontstaan zijn op het moment dat de moleculaire interstellaire wolk waaruit die sterren allemaal geboren worden nog aanwezig is. En zo is de dichtheid van dat interstellaire medium daar een heel stuk hoger dan in de omgeving van de Zon waar al die dingen veel langzamer plaatsvinden en die interstellaire wolk van in het begin veel ijler geworden is. Ook al hebben de hete blauwe sterren krachtiger winden, ze ondervinden veel meer tegenwerking van de interstellaire omgeving waarin ze zich bevinden.

 

Jullie doen beroep op ruimtetelescopen en op radiotelescopen op Aarde om aan voldoende bruikbare informatie te komen?

 

Dat klopt. We willen vooral bruikbare hypotheses poneren door via meerdere zoekpistes tot een zelfde onweerlegbaar resultaat te kunnen komen. We maken het ons in de sterrenkunde natuurlijk niet echt gemakkelijk op die manier. Neem het geval van die klontering in de sterrenwinden. Er was een bestaand model over de sterrenwind en we hadden waarnemingen in het infrarood, maar het model en de waarnemingen kwamen niet overeen. Als we op basis van de theoretische hydrodynamica zouden aannemen dat in een dergelijke sterrenwind structuren ten gevolge van klontering een prominente rol spelen, konden we de waargenomen resultaten wel verklaren. Maar die klontering was maar een hypothese, niet beter dan mogelijk andere hypothesen, bv. als er een schijf rondom het stelsel van die ster was zouden we de waarnemingen ook kunnen verklaren, en misschien waren er nog andere mogelijke pistes waar we nog niet aan gedacht hadden. Maar toen kregen we waarnemingen in het ultraviolet binnen en nadien in het röntgengebied, en in beide gevallen werkte het model pas correct in vergelijking met de waarnemingen als we uitgingen van het bestaan van klontering in de sterrenwinden. Op basis van die drie soorten waarnemingen in telkens een ander gebied van het elektromagnetische spectrum die allen dezelfde hypothese ondersteunden konden we de bewijsvoering voor een geklonterde sterrenwind wel degelijk als overtuigend beschouwen.

 

Ook in het gebied van de radiogolven hebben jullie veel waarnemingen verzameld?

 

Ja, die waarnemingen zijn er pas nadien bijgekomen. Het idee van klontering bij sterrenwinden was toen al aanvaard, maar met radiowaarnemingen kan je die fenomenen op een andere manier bestuderen, wat een interessante aanvulling is om de modellen verder te verfijnen. Een van de bijzonderheden van radiowaarnemingen is dat je een blik kan werpen op de materie die meer naar buiten zit in zo’n systeem van winden rondom een ster. Als we kijken in het infrarode of in het optische deel van het spectrum kijken we naar gas en stof dat zich redelijk dicht bij de ster bevindt, met ultraviolet- en röntgenwaarnemingen zitten we al een stuk verder van de ster weg, maar het is pas met behulp van radiowaarnemingen dat we ons een beeld kunnen vormen van de structuren rondom de ster tot misschien wel tien à honderd sterstralen ervandaan. En dat is heel interessant, want de klontering in de sterrenwind vindt zijn oorsprong aan of dicht bij het steroppervlak, en je zou verwachten dat die klontering geleidelijk vervaagt naarmate de sterrenwind zich verder van de ster weg beweegt. En dat is precies wat wij met onze radiowaarnemingen bij één van die sterren mooi hebben kunnen aantonen. Bij een andere ster menen we hetzelfde fenomeen vast te stellen, maar de kwaliteit van de waarnemingen is in dat geval toch heel wat minder, zodat je wel wat overtuiging nodig hebt om het erin te zien.

In het radiogebied zijn we ons ook beginnen toeleggen op botsende sterrenwinden. Want alle sterren hebben natuurlijk hun eigen sterrenwind, maar als je twee sterren hebt in een binair systeem zie je door de interactie van beide systemen die rond een gemeenschappelijk zwaartepunt draaien speciale boogvormige structuren ontstaan ergens middenin waar de beide sterrenwinden tegen elkaar opbotsen. Dat is goed waar te nemen via waarnemingen in het röntgengebied, maar ook in het radiogebied kan je zien dat die botsende sterrenwinden interessante fysische effecten hebben. Bij dergelijke botsingen krijg je in het lokale magneetveld een sterke versnelling van elektronen, waardoor die synchrotronstraling gaan uitzenden, wat een heel krachtige bron van radiostraling is. Interessant daarbij is dat we in een binair systeem te maken hebben met twee sterren die elkaar in sterk concentrische en elliptische banen manoeuvreren, waardoor hun onderlinge afstanden voortdurend variëren. Dat heeft dan weer implicaties voor de botsende sterrenwinden die niet overal even krachtig zijn, en dat soort effecten krijg je dan te zien in je radiowaarnemingen.

Aanvankelijk was men er niet meteen van overtuigd dat dit soort fenomenen noodzakelijkerwijs een gevolg waren van die botsende sterrenwinden bij dubbelsterren. Dubbelsterren zijn trouwens vaak vrij moeilijk te detecteren, zeker als ze rond elkaar draaien in heel lange periodes. Ik meen te mogen zeggen dat wij met ons team op dit vlak toch een redelijke bijdrage aan het onderzoek hebben geleverd. Door onder andere in de archieven van eerdere radiowaarnemingen te kijken hebben we zo een aantal periodiciteiten kunnen aantonen die erop wijzen dat het hoogstwaarschijnlijk om een dubbelstersysteem gaat. In een aantal gevallen waren wij eerst met het bepalen van een periode en is later door andere teams de spectroscopische bevestiging gekomen, maar het is ook omgekeerd gelopen dat we de spectroscopische bevestiging van een periode hadden en die dan later ook in onze radiowaarnemingen terugvonden.

 

Een belangrijk project waar jij en de Koninklijke Sterrenwacht bij betrokken zijn is de Gaia-ESO Survey. Kan je dit project even situeren?

 

Het is een internationaal samenwerkingsproject van de Europese Zuidelijke Sterrenwacht ESO om ongeveer honderdduizend sterren spectroscopisch in kaart te brengen. De Very Large Telescope in Chili van diezelfde ESO is al eerder begonnen met spectraal onderzoek van allerlei soorten sterren uit onze Melkweg, nu zullen daar nog de Gaia-metingen vanuit de ruimte bijkomen. Op die manier krijgen we een systematisch zicht op het hele sterrenstelsel, van de halo eromheen tot de meest actieve stervormingsgebieden, waarbij we beter dan ooit voordien de chemische samenstelling en de bewegingspatronen van de bestudeerde sterren kunnen achterhalen. Dankzij die astrometrische waarnemingen van Gaia krijgen we de ruimte zowaar in zes dimensies te zien. Plaatsbepaling aan de hemel kan je doen met twee coördinaten, dankzij de uiterst nauwkeurige parallaxmeting bij Gaia krijgen we ook de afstand erbij, dat is de derde dimensie. Als we vervolgens op verschillende tijdstippen de posities van de ster vergelijken, zien we hoe de ster beweegt aan de hemel, dat zijn dimensies vier en vijf. En dan komen we bij de zesde dimensie, die krijgen we te zien als we kunnen achterhalen hoe de ster in kwestie zich beweegt ten opzichte van onze gezichtslijn in de ruimte. Daarvoor zullen we in het sterspectrum op zoek gaan naar de befaamde dopplerverschuiving. En op die manier kunnen we de zogenaamde radiële snelheid van de ster bepalen.

 

Wat is jouw rol bij het project?

 

Gaia werkt volgens een nieuw concept waarbij het aan de betrokken sterrenkundigen is om zelf tools te ontwikkelen om op de gigantische stroom data die het ruimtetuig verzamelt de nodige reducties uit te voeren in plaats van dat over te laten aan gespecialiseerde instituten. Het gaat om een enorm werk waar heel veel organisaties uit veel verschillende landen bij betrokken zijn, dus dat moet allemaal goed georganiseerd worden. Daarom zijn er verschillende werkgroepen opgericht die ieder een bepaald aspect van de dataverwerking voor hun rekening nemen. Onze werkgroep houdt zich bezig met het bepalen van de radiële snelheden van de sterren. Om dat mogelijk te maken gaan we met verschillende algoritmes werken, dat vergt heel veel programmeerwerk.

 

En wat hopen jullie in jullie onderzoeksdomein als resultaten naar voren te zien komen?

 

Zeker bij de massieve sterren die wij bestuderen is het bepalen van de correcte afstand waarop die objecten zich bevinden nog altijd een probleem. In de jaren 1990 was er wel het project Hipparcos van de ESA, maar de astrometrische nauwkeurigheid van dat ruimtetuig was veel kleiner en veel beperkter dan nu bij Gaia het geval is. Op basis van de gegevens van Hipparcos waren er nog behoorlijk wat controverses over de meer nabij gelegen massieve sterren, omdat de bekomen waarden vaak toch wel aanzienlijk verschilden met wat we tot dan toe aangenomen hadden. En de verder weg gelegen massieve sterren vielen simpelweg buiten het bereik van het ruimtetuig. En zo bleef er dus na Hipparcos veel onzekerheid bestaan over de correcte afstanden.

Met Gaia valt die onzekerheid gewoon weg. Specifiek voor de sterren die ons interesseren zullen we de afstand op één tot maximum vijf procent na nauwkeurig kennen, wat immens veel beter is dan wat we tot nu toe hebben.

De nieuwe bevindingen zullen bijgevolg ook heel belangrijk zijn in het perspectief van het HR-diagram. Want als je de juiste afstand van een ster niet kent is het heel goed mogelijk of zelfs heel waarschijnlijk dat je een aantal parameters ervan verkeerd inschat en de ster op een verkeerde plaats in het diagram positioneert, met als gevolg totaal foute conclusies over het evolutiespoor van de ster in kwestie.

Gaia zal ons ook veel informatie verschaffen over sterrenclusters. In zo'n clusters komen hete massieve sterren voor, maar natuurlijk ook koelere sterren met lagere massa’s. Vaak is het heel moeilijk te achterhalen of een bepaalde ster al dan niet tot een cluster behoort. Soms betreft het een ster die toevallig op de voorgrond staat of mogelijk gaat het om een achtergrondobject. Er zijn uiteraard de gemakkelijke gevallen waarvan je met zekerheid kan zeggen of ze al dan niet leden zijn van de cluster. Maar het zijn de gevallen tussenin die moeilijk te bepalen zijn. Ook hier is de juiste afstand kennen van groot belang. Voor twijfelgevallen zie je dan meteen of ze dicht genoeg in de buurt zitten om tot de cluster kunnen gerekend te worden. We kunnen dan ook nog de snelheid bepalen waarmee ze bewegen. Als die compatibel is met die van de andere leden van de cluster ziet het ernaar uit dat ook ons twijfelgeval effectief tot de cluster behoort. Het kan natuurlijk nog altijd zijn dat we met een wegloper te maken hebben, een ster die uit de cluster aan het weg bewegen is, maar zoiets maakt het onderzoek alleen maar interessanter.

We zullen ook zicht krijgen op het ontstaan en de evolutie van dergelijke clusters. Het is belangrijk te achterhalen op welke manier de massieve sterren in een cluster het ontstaan van sterren met een lagere massa kunnen beïnvloeden. Massieve sterren ontstaan veel sneller dan sterren met minder massa, en daarom wordt soms gesteld dat zij met hun krachtige sterrenwinden de omgeving zodanig leegblazen dat er voor het ontstaan van sterren met minder massa die zich langzamer vormen niet voldoende materie zou overblijven. We stellen in ieder geval vast dat clusters een combinatie zijn van sterren met veel en sterren met minder massa, dus is het zeker niet zo dat er naast massieve sterren geen mogelijkheden zijn voor andere sterren om in diezelfde omgeving te ontstaan. We zouden graag een preciezere kijk krijgen op de inwendige keuken in zo’n cluster met vooral oog voor de rol die de massieve sterren spelen bij het stervormingsproces.

En we hebben het nu net gehad over het kleine stukje sterrenkunde waar ik me mee bezig houd. De impact van Gaia zal immens zijn op alle gebieden van de sterrenkunde. Het project dient fundamenteel om te begrijpen hoe ons eigen sterrenstelsel eruit ziet en hoe het tot stand gekomen is. Heel belangrijk in dit verband zijn de dwerggalaxieën die ons sterrenstelsel momenteel aan het opslorpen is en die het in het verleden wellicht ook opgeslorpt heeft. Door het achterhalen van de scheikundige samenstelling van allerlei sterren die in groepen voorkomen en ook zicht te krijgen over hun dynamica ten opzichte van elkaar en ten opzichte van de omgevingssterren moet het mogelijk zijn te ontdekken welke sterren bij elkaar horen en ook te traceren welke groepen sterren oorspronkelijk tot een dwergsterrenstelsel behoorden.

 

Tegen wanneer zouden er voldoende bruikbare resultaten beschikbaar moeten zijn om over dit soort kwesties uitsluitsel te krijgen?

 

Gaia gaat vijf jaar waarnemingen doen, en dan zal wellicht toch een jaar of langer nodig zijn om een finale catalogus te maken. Maar tussendoor komen er wel een aantal releases waarbij voorlopige resultaten vrijgegeven worden. Daarbij zal het spannend uitkijken zijn of onze computercodes goed werken, het zal voor de eerste keer zijn dat die met echte data getest worden, wat toch nog net iets anders is dan met gesimuleerde data. Er kunnen zich immers altijd dingen voordoen waar men voordien niet aan gedacht had en dan moeten die zaken natuurlijk uitgeklaard worden. Vooraleer wij in onze werkgroep ons met de radiële snelheden kunnen bezighouden is er al een heel werk aan voorafgegaan. De spectra die Gaia aflevert zijn ruwe data, dus helemaal nog niet kant en klaar. Het ruimtetuig verzamelt met zijn camera’s ongemeen veel gegevens, daarvan worden bepaalde geselecteerde hoeveelheden naar de Aarde gestuurd om door de verschillende wetenschappelijke teams onder handen genomen te worden. Op die manier worden de gewenste spectra eruit gehaald, in de juiste golflengten gekalibreerd, enzovoort. Men is daar momenteel druk mee bezig, wij hopen dat tegen dat de data bij ons gekomen zijn wij ze effectief kunnen gebruiken om er de radiële snelheden uit te halen.

 

Kan het zijn dat er ergens in het begin bij de databehandeling een fout gemaakt wordt waardoor de verkregen resultaten een vertekend of verkeerd beeld geven?

 

Een fout is natuurlijk nooit helemaal uit te sluiten, maar we zullen het toch snel achterhalen als bepaalde dingen niet kloppen. Wij kunnen immers zelf ook voldoende controles doen. Dat kan bijvoorbeeld door de cataloguswaarde van de radiële snelheid van een aantal sterren die we al vrij nauwkeurig kennen te vergelijken met de radiële snelheid die we op basis van de ontvangen data kunnen berekenen. Als we dan stoten op opvallende of systematische verschillen, zitten we met een probleem. Ofwel is er dan iets misgelopen vooraleer de data bij ons terechtkwamen, ofwel ligt de fout bij ons team. We kunnen dat gemakkelijk controleren door een Gaia-spectrum te leggen bovenop een spectrum dat vanop Aarde genomen is. Als er tussen beide spectra geen opmerkelijke verschuiving zit, weten we dat de fout bij ons ligt, maar in het andere geval ligt de fout bij eerdere databewerking.

 

Jullie leveren prachtig werk, zeker weten. Maar uit de mond van sterrenkundeliefhebbers komt dergelijke appreciatie natuurlijk niet onverwacht. Voel je ook waardering bij mensen buiten het astronomisch wereldje als je over je onderzoek spreekt?

 

De goegemeente is naar mijn aanvoelen toch niet altijd overtuigd van het belang van dit soort fundamenteel onderzoek. Het lijkt niet echt relevant voor ons dagelijks bestaan. Misschien niet meteen, dat is waar, maar men moet zich goed realiseren dat de vooruitgang van het wetenschappelijk onderzoek een gevolg is van vele kleine inzichtjes en doorbraakjes in allerlei subdomeinen van de verschillende wetenschappen. Er is ook de intellectuele uitdaging, de wil om te begrijpen, die ons, mensen, voortdrijft.

En dan zeker niet onbelangrijk: omdat het vaak over onderzoek gaat in extreem moeilijke situaties op de grens van wat bereikbaar is ligt sterrenkunde vaak aan de basis van het bedenken en ontwikkelen van nieuwe technologieën die grensverleggend zijn en ook in andere domeinen nuttig kunnen zijn. Vele toestellen die we dagelijks gebruiken om ons het leven makkelijker en aangenamer te maken, denk maar aan mobiele telefoons, gps-toestellen, digitale camera’s, enzovoort, zijn vaak de gecommercialiseerde versies van instrumenten die gemaakt zijn voor sterrenkundige of ruimtevaartprojecten.

 

Dank voor het boeiende verhaal, mijnheer Blomme, en veel succes bij je verdere onderzoek.