2020-01 MIRA Ceti sprak met... Alex Lobel


Fascinerend toch hoe we kunnen weten wat we weten over al die verre sterren en sterrenstelsels, zelfs over de oorsprong van ons heelal. Om dit te realiseren zijn er specialisten nodig die op basis van hun grote wetenschappelijke kennis en met behulp van toptechnologie erin slagen zoveel bruikbare informatie tevoorschijn te halen uit het licht en tegenwoordig zelfs ook uit zwaartekrachtsgolven die vanuit alle richtingen op ons afkomen.

MIRA Ceti trok naar de Koninklijke Sterrenwacht van België in Ukkel om er te praten met zo’n specialist: sterrenkundige Alex Lobel (°1966). Hij doet onder andere onderzoek aan een bepaald soort reuzensterren, de gele hyperreuzen. Dit onderzoek heeft geleid tot een aantal spectaculaire bevindingen die al herhaaldelijk de wetenschappelijke wereldpers hebben gehaald.

 

Alex%20Lobel%20op%20KSB.JPG

 

 

Dag Alex, een klassieke vraag waarmee we vaak onze interviews beginnen: hoe is jouw interesse voor sterrenkunde ontstaan? En kan je in het kort je carrière schetsen?

Voor zover ik me herinner ben ik eigenlijk altijd in sterrenkunde geïnteresseerd geweest. Rond mijn zestiende kocht ik zelfs met mijn gespaarde zakgeld een eerste telescoopje, en die bescheiden kijker liet me toe om aan de sterrenhemel objecten te ontdekken als de Ringnevel, de bolhoop in Hercules, enzovoort. Dat vond ik echt geweldig. Maar tijdens de laatste jaren van de humaniora ging ik steeds meer geboeid raken door de natuurkunde, en daarom besloot ik dan ook om aan de VUB natuurkunde te gaan studeren.

Na mijn licentie – wat ze nu master noemen, kreeg ik de kans om in Nederland aan de universiteit van Utrecht te gaan werken aan de voorbereiding van mijn doctoraat. Ik had het voorrecht om daar te kunnen samenwerken met de beroemde Cees de Jager.

In april 1997 legde ik mijn doctoraat over heldere reuzensterren af aan de VUB, en daarna ben ik voor ongeveer twee jaar naar het Verenigd Koninkrijk gegaan, meer bepaald naar het Armagh Observatory in Noord-Ierland. Het onderzoek daar ging hoofdzakelijk over de stofschillen rond Mira-veranderlijke sterren.

Vervolgens ben ik voor zeven jaar naar Harvard gegaan in de Verenigde Staten. Dat was ook een heel interessante periode, waarbij ik verder werkte op het ontwikkelen van atmosfeermodellen voor reuzensterren als Betelgeuze en Rho Cassiopeiae.

En in 2005 ben ik terecht gekomen op de Koninklijke Sterrenwacht in Ukkel, waar ik nog steeds actief ben.

 

Jij bent voor je wetenschappelijke werk hoofdzakelijk bezig met het onderzoek van sterspectra?

Dat klopt, ik ben voornamelijk een spectroscopist. Je kan het spectrum ontleden van allerlei astronomische objecten zoals sterren, planeten, kometen en hele sterrenstelsels. Bij mij gaat het in hoofdzaak over het spectrum van sterren. Spectroscopie is het ontrafelen van licht, en in die spectra kunnen spectrale lijnen waargenomen worden. Dergelijke spectraallijnen gebruiken we om de fysische condities te bepalen in het gebied waar het licht wordt uitgestraald.

Wetenschappers gaan altijd een beetje terug naar hun doctoraatsonderzoek, bij mij ging dat over hyperreuzen. Uiteraard is dat onderzoek blijven verdergaan, en ik ben daar nog steeds bij betrokken. Dus mijn interesse voor super- en hyperreuzen is blijven bestaan. Maar tegelijk ben ik in de loop der jaren ook bezig geweest met andere projecten, bijvoorbeeld het ontwikkelen van spectrale databanken. Zo hebben we dankzij financiële steun van de federale overheid een databank van fundamentele atomaire gegevens en sterrenspectra kunnen realiseren, BRASS. Dat letterwoord staat voor Belgian Repository of fundamental Atomic data and Stellar Spectra. Voor dat project heeft de Koninklijke Sterrenwacht van België samengewerkt met de KU Leuven, de Université Libre de Bruxelles en ook met de Europese Zuidelijke Sterrenwacht ESO.

 

BRASS.jpg

 

 

De ster Rho Cassiopeiae speelt een belangrijke rol in het onderzoek naar gele hyperreuzen?

Rho Cas is een ster van de vierde magnitude, en dus te zien met het blote oog. Omdat het zo’n heldere ster is, was het één van de eerste van dat type sterren die grondig bestudeerd werd. Tijdens mijn onderzoek in Utrecht in de jaren 1990 heb ik op die ster gewerkt. Mijn doctoraat ging over Rho Cas en over de pulsaties en atmosfeerinstabiliteiten bij koele reuzensterren.

Dat is intussen al een paar decennia geleden, maar wij blijven die ster volgen, zowel spectraal als fotometrisch. Er worden regelmatige waarnemingen gedaan in hoge resolutie, d.w.z. dat het oplossend vermogen van de spectrometer heel hoog moet zijn, zodat we de spectrale lijnen duidelijk kunnen zien en analyseren.

Het interessante van dit soort sterren is dat ze blijkbaar zeer snel evolueren. Ze zijn zeer zwaar, met massa’s van 20 tot 25 keer de massa van de Zon. En bij hun ontstaan hadden ze nog veel meer massa, ongeveer 40 keer de massa van de Zon. Zoals geweten hebben zware sterren een heel snelle reactor, d.w.z. dat de fusie van waterstof tot helium door de enorm hoge druk en temperatuur in de kern veel sneller gebeurt dan in sterren met minder massa zoals de Zon. En bij die snelle kernfusiereactor komt uiteraard veel energie vrij, maar omdat het zulke grote sterren zijn, hebben de buitenlagen te maken met een heel lage oppervlakteversnelling.

We weten dat die sterren al door de verbranding van waterstof zijn gegaan, en eigenlijk al in een volgend stadium zitten op de trap van nucleaire verbranding. Ze zitten met andere woorden niet meer op de hoofdreeks van het Hertzsprung-Russelldiagram. Deze sterren zijn naar onze mening al voorbij het rode reuzenstadium geëvolueerd, en we denken dat ze snel op weg zijn naar het eindstadium van hun bestaan. En Rho Cas is typisch zo’n geval, een gele hyperreus.

 

Aan de naam te horen zou je denken dat een hyperreus groter is dan een superreus?

Dat is niet noodzakelijk zo, het heeft eigenlijk vooral te maken met de massa en de lichtkracht van de ster. Hyperreuzen behoren tot de zwaarste en lichtkrachtigste sterren die we kennen, ze kunnen tot meer dan 250 keer de massa van de Zon bevatten en tot meer dan 5 miljoen keer lichtkrachtiger zijn dan de Zon. Wat hun oppervlaktetemperatuur betreft, dat gaat van 3.000 Kelvin tot ruim 50.000 Kelvin, en dat verklaart waarom de hyperreuzen in kleur variëren van blauw tot rood.

Ze hebben heel uitgebreide atmosferen die zeer convectief en turbulent zijn en quasi-regelmatig pulseren. Dat gaat gepaard met uitbarstingen, waarbij telkens een aanzienlijke hoeveelheid massa wordt uitgestoten. Die zware sterren gaan in hun korte bestaan relatief veel massa verliezen, met als gevolg dat hun totale massa voortdurend verandert alsook hun interne samenstelling en daarmee samenhangend ook de snelheid waarmee de nucleaire verbranding in de ster kan optreden. Omdat dit alles zich afspeelt op slechts een paar miljoen jaar – wat kort is naar sterrenkundige normen – zijn hyperreuzen zeldzame verschijningen aan de sterrenhemel.

 

Rho Cas heeft rond de eeuwwisseling het astronomische wereldnieuws gehaald?

Terecht, want we waren toen getuige van een heel indrukwekkende uitbarsting van die ster. Online vind je een animatie van het gebeuren en nog veel meer extra informatie.

 

Rho%20Cas%20Millennium%20Outburst.jpg

 

Geef toe, toch echt wel indrukwekkend wat er daar te zien is, niet? In het jaar 2000 zagen we in het spectrum van Rho Cas spectaculaire veranderingen optreden, gelieerd aan een gigantische uitstoot van materie. Binnen een periode van twee jaar veranderde de temperatuur daar plots met 3.000 à 4.000 graden. De ster evolueerde zo van een F-type met een oppervlaktetemperatuur van 6.000 à 7.000 graden naar een K-type met een oppervlaktetemperatuur van 3.000 à 4.000 graden.

In het spectrum waren er duidelijk moleculaire banden te zien, wat normaal niet voorkomt bij hetere sterren, precies omdat de temperaturen te hoog zijn en moleculen uiteenvallen in afzonderlijke atomen. Die moleculaire banden verraadden de aanwezigheid van titaanoxide, moleculen die typisch alleen voorkomen in heel koele sterren. Door het afkoelen van de atmosfeer ging die meteen ook enorm uitzetten en werd er tegelijkertijd ook een grote hoeveelheid stermaterie uitgestoten. Door dit alles nauwkeurig met hoge resolutiespectrografen te observeren, werd het mogelijk om al die parameters te achterhalen, we konden zelfs vrij goed bepalen hoeveel massa er bij die uitbarsting werd weggeblazen.

 

Spelen amateurastronomen ook geen rol in de studie van die veranderlijke reuzen?

Zeer zeker, en de professionele astronomen werken via een aantal organisaties heel goed samen met amateurs wereldwijd.

Een astronoom wil voor zijn of haar onderzoek natuurlijk veel waarneemtijd met allerlei en liefst de beste instrumenten die er bestaan, maar ten eerste zijn die professionele instrumenten in aantal heel beperkt en ten tweede zijn er veel astronomen met heel waardevolle maar heel verscheiden projecten, en dus is de waarneemtijd voor de meeste onderzoekers in de realiteit erg beperkt. Het is voor ons team quasi onmogelijk om een supergevoelige spectrograaf bij één van de grote telescopen van bijvoorbeeld de ESO een maand lang te monopoliseren voor het nemen van de spectra die wij graag zouden bekomen. Maar dan kunnen wij ons richten tot de wereld van de amateursterrenkundigen. Zij beschikken dan wel niet over dezelfde gesofistikeerde apparatuur om ons spectra te bezorgen van uitzonderlijke kwaliteit, maar zij kunnen zorgen voor een continue stroom van toch wel bruikbare data, waardoor we lange reeksen krijgen van waarnemingen. En daarmee kunnen we het evolueren van onder andere hyperreuzen goed mee opvolgen.

 

Onlangs haalde jouw onderzoek naar gele hyperreuzen weer de internationale pers, Alex?

Het was een onderzoek waarvoor samengewerkt werd door een aantal amateurastronomen en een team professionele sterrenkundigen waaronder Arnout van Genderen van de universiteit van Leiden en ikzelf.

 

HR5171_Spitzer_credit_A_Lobel_NASA_Spitzer_0.jpg
                                   Gele hyperreus HR 5171 in de Gum 48d nevel. Copyright: NASA Spitzer Space Telescope

 

We analyseerden het licht van vier gele hyperreuzen – waaronder Rho Cas – dat in de loop van vijftig tot honderd jaar op Aarde was opgevangen. En door die eerder lange reeks waarnemingen konden we in detail vaststellen hoe de oppervlaktetemperatuur van die sterren in de loop van enkele tientallen jaren evolueerde van om en bij de 4.000 graden naar 8.000 graden en weer terug. Het gaat dus om een cyclisch gebeuren, waarbij de temperatuurstijging van de steratmosfeer plaatsvindt in de loop van enkele tientallen jaren. In die periode neemt de temperatuur toe met 3.000 à 4.000 graden.

Eens de temperatuur gestegen is tot zo’n 8.000 graden, krijg je meer energie in de buitenlagen en treden er daar steeds sterkere pulsaties op. Daardoor wordt de steratmosfeer instabiel. Wat volgt is een uitbarsting van de hele atmosfeer. Ten gevolge daarvan daalt de temperatuur en ontstaat er een zichzelf versnellend proces waarbij elektronen zich hechten aan waterstofionen en er veel ionisatie-energie vrijkomt. Daardoor koelt de atmosfeer nog verder af. Die afkoeling van 8.000 naar 4.000 graden duurt slechts twee jaar. Vervolgens begint de cyclus weer van voren af aan, maar wel met een iets minder zware ster. Er wordt dus massa uitgestoten om de laat ons zeggen vijftig jaar, wat een heel korte periode is in het leven van een ster. En dat herhaalde massaverlies zorgt ervoor dat de ster geleidelijk transformeert in een ander soort ster: een lichtsterke blauwe variabele of in het sterrenkundig jargon: een LBV. Enkele bekend voorbeelden van LBV’s zijn P Cygni, Eta Carinae en de Pistoolster. Het overgangsgebied tussen gele hyperreus en LBV in het Hertzsprung-Russelldiagram noemen wij ook wel de ‘yellow void’. Hoe alles daar tot in detail in zijn werk gaat is alleszins nog voer voor veel verder onderzoek.

 

Komen we met dit type sterren in de buurt van supernovae?

Er circuleren ideeën dat gele hyperreuzen de voorlopers zijn van de zogenaamde type II supernovae, die waarbij de sterkern ineen klapt, dus eerst een implosie, gevolgd door een explosie. Wat overblijft is een centrale neutronenster of een zwart gat, met daaromheen een nevel van weggeblazen materie. Een prachtig voorbeeld is de Krabnevel met centraal een pulsar, een razendsnel rondtollende neutronenster. Dit is een mogelijk scenario voor gele hyperreuzen, maar we hebben geen bewijzen dat het ook effectief het geval is.

Ik wil ook nog vermelden dat er qua lichtkracht een limiet is bij de hyperreuzen, we noemen die de Eddington-limiet, in de observationele wereld heet dat de Humphreys-Davidson-limiet.

Sterren streven steeds naar een toestand van evenwicht tussen een inwaartse kracht ten gevolge van de zwaartekracht, en een uitwaartse kracht door de straling van de ster. Met een lichtkracht groter dan de Eddington-limiet produceert een ster zodanig veel straling dat de buitenste gaslagen zouden weggeblazen worden. De evolutie van zo’n ster verloopt zo snel dat er geen tijd zou zijn om ze te kunnen waarnemen. De gele hyperreuzen die wij bestuderen kunnen maar tot een half miljoen keer de lichtkracht van de Zon gaan, hoger dan dat lukt niet. Bij hete hyperreuzen zoals Eta Carinae is dat wel het geval, die kunnen tot meer dan een miljoen keer de lichtkracht van de Zon hebben.

Dat er een limiet zit aan de lichtkracht maakt het zo interessant: beneden die limiet vinden we al onze gele hyperreuzen met al hun merkwaardige eigenschappen. Vanuit mijn onderzoeksdomein gaat het dan voornamelijk om de spectrale eigenschappen die veranderen ten gevolge van het pulseren van die sterren natuurlijk.

 

Welke projecten en waarneemsites zijn voor jullie belangrijk?

Onze sterrenwacht maakt deel uit van het HERMES-consortium, een internationale samenwerking onder leiding van de KU Leuven met als andere partners de ULB, het observatorium van Genève in Zwitserland en dat van Tautenburg in Duitsland. HERMES is een hoge resolutiespectrometer die staat op de 1,2 meter Mercator-telescoop op La Palma. Aangezien de Koninklijke Sterrenwacht bijdraagt tot de financiering en de permanente werking van het instrument, krijgen onze wetenschappers waarneemtijd toegewezen voor onze onderzoeksprojecten. Dus heel wat van de data die we hier analyseren komen van HERMES.

 

HERMES.jpg

 

België participeert ook in de ESO, de Europese Zuidelijke Sterrenwacht in Chili, dus kunnen wij ook voorstellen indienen om van de spectrografen ginds gebruik te maken.

Ik heb indertijd heel wat waarnemingen gedaan met de Nordic Optical Telescope, ook op La Palma, en eveneens met de Hubble Space Telescope, die heeft immers ook hoge resolutiespectrometers aan boord. Het is telkens nodig om een goed projectvoorstel in te dienen waarmee je het wetenschappelijk comité dat de waarneemtijd toekent kan overtuigen. Voor mijn onderzoek heb ik altijd gezocht naar telescoopprojecten op het aardoppervlak of in de ruimte waarbij die hoge resolutiespectrometers beschikbaar zijn.

Vaak worden er fraaie astronomische beelden gepubliceerd, qua PR naar pers en publiek toe is dat zeker heel nuttig materiaal, maar voor de dingen die wij willen achterhalen zoals de chemische samenstelling van de atmosfeer van sterren, de oorsprong van die elementen, de ouderdom en de evolutie van het bestudeerde object en dergelijke zaken meer, heb je spectra nodig, die informatie kan je niet uit een mooi plaatje afleiden. En om die spectra te analyseren heb je een grondige kennis van de natuurkunde nodig, van het periodiek systeem der elementen en moet je ook goed begrijpen hoe de isotopentabel in mekaar zit. Als er bijvoorbeeld producten van nucleaire verbranding door convectie in de atmosfeer terecht komen, weten we dat het evolutiestadium van die ster veel verder moet zijn dan dat van een ster waarin dat niet het geval is.

 

Dat bleek duidelijk het geval te zijn bij Betelgeuze? In 2001 publiceerde jij een studie in The Astrophysical Journal over die beroemde rode superreus.

Dat klopt, Betelgeuze is een ster die ik bestudeerd heb toen ik in de VS actief was. Deze reuzenster staat op een kleine zevenhonderd lichtjaar van de Aarde, naar astronomische maatstaven dus redelijk dichtbij. Omdat het zo’n gigant is, kunnen we dankzij onze krachtige hedendaagse telescopen Betelgeuze toch zien als meer dan louter een lichtpuntje aan de hemel. Er staat over mijn onderzoek een powerpoint online die de lezers desgewenst kunnen downloaden.

Zoals je weet noemen we de buitenste laag bij een ster, de laag die we kunnen zien, de fotosfeer. Betelgeuze is een rode reus, met een oppervlaktetemperatuur van ongeveer 3.500 kelvin. We weten dat de atmosfeer van dergelijke sterren zeer uitgebreid is. Dat komt omdat de oppervlakteversnelling er zeer laag is, daardoor zweeft de atmosfeer bij wijze van spreken boven het oppervlak. De aantrekkingskracht is heel licht, van zodra er bewegingen en turbulenties zijn, wordt dat gas uitgestoten. En zo krijgen we een pulserende ster.

Boven de fotosfeer heb je de chromosfeer, bij de Zon wordt die zichtbaar tijdens een totale zonsverduistering. Hoe verder we naar buiten gaat in de steratmosfeer, hoe warmer die wordt. De chromosfeer gaat over in een transitiegebied, en vervolgens heb je de corona. De corona is zeer warm, daar kan de temperatuur oplopen tot enkele miljoenen graden.

Tijdens mijn onderzoek heb ik met behulp van de Hubble-spectrometer een scan gedaan van delen van de atmosfeer van Betelgeuze. Daarbij was het mogelijk om in de chromosfeer duidelijk chemische elementen waar te nemen. Het spectrum dat we met de ruimtetelescoop konden bekomen liep van ultraviolet via zichtbaar licht tot infrarood. Het hete gas van de chromosfeer straalt in het kortgolvige ultraviolet met hoge frequenties.

We kunnen een dergelijke scan doen op verschillende tijdstippen, en zo krijgen we dan een evolutie te zien van bepaalde spectrale lijnen. Op basis van de spectrale vorm van bijvoorbeeld een emissielijn van ijzer kunnen we dopplereigenschappen achterhalen van wat er in die atmosfeer gebeurt. Dat laat toe om de dynamica van die steratmosferen te begrijpen. En één van de dingen die we zien is dat er een asymmetrie zit in de bewegende chromosfeer van Betelgeuze. Die ster is zo groot dat een deel van het oppervlak in de ene richting beweegt terwijl een ander deel in de andere richting beweegt. Je hebt daar dus niet-radiële oscillaties van het oppervlak, en dat kunnen we rechtstreeks waarnemen. Meer informatie over mijn onderzoek aan Betelgeuze staat op deze link.

 

Betelgeuse_pulsating.jpg
Ruimtelijk opgeloste Hubble Space Telescope spectra van de uitgestrekte chromosfeer van Betelgeuze.
Copyright: Alex Lobel & NASA

 

Naast rode reuzen hebben we ook onderzoek gedaan aan blauwe superreuzen. Die hebben een oppervlaktetemperatuur die veel hoger ligt, boven 20.000 graden. Rigel is een bekend voorbeeld van zo’n type ster.

Bij rode superreuzen zoals Betelgeuze krijg je door de herhaalde pulsaties schokgolven die de buitenste atmosfeerlagen van de ster kunnen wegdrijven omdat de oppervlakteversnelling daar zo laag is. Bij hete blauwe reuzen wordt de wind anders versneld. Daar wordt het fotonmomentum geabsorbeerd door de atomen, door de materie, die het vervolgens uitstralen in alle richtingen. Bijgevolg ontstaat er netto een krachtig versnellingseffect weg van de ster. Dus ten gevolge van dat stralingsveld van zo’n blauwe ster worden de winden er enorm versneld. Hier op Aarde verplaatsen geluidsgolven zich met een snelheid van zo’n 300 meter per seconde, daar heb je supersone winden aan snelheden van 3.000 km per seconde…

Via ons onderzoek hebben we een aantal jaren ook vastgesteld – ik verwijs in dit verband graag naar je eerdere interview met collega Ronny Blomme – dat die winden niet homogeen zijn of zacht verlopend, maar dat ze gestructureerd en klonterig zijn. We proberen nu te achterhalen hoe die structuren zijn. Het is bekend dat er in het evenaarsvlak van die roterende sterren grote spiraalvormige golven optreden. Onze analyse gebeurt met hoge resolutiespectra, waarbij we de verschuiving van absorptielijnen observeren in het sterspectrum. En op basis van de hydrodynamische modellen die hier worden berekend kunnen we simuleren wat er daar gaande is en kunnen we afleiden wat de dichtheid is van die golven die in het evenaarsvlak draaien.

 

De ster Eta Carinae kwam eerder al ter sprake. Die reuzenster is omhuld door een bizarre nevel, nietwaar?

Ook al zijn er wel enkele significante verschillen, toch zou je Rho Cas iet of wat kunnen beschouwen als de noordelijke tegenhanger van Eta Carinae aan de zuidelijke sterrenhemel. Het is een blauwe hyperreus, gehuld in een nevel die we de Homunculus noemen.

Eén van mijn ambities is om voor de noordelijke sterrenhemel een ster te ontdekken die analoog is aan Eta Carinae. Eta Carinae is heel uitzonderlijk. Het is één van de meest lichtkrachtige sterren die wij kennen, en we weten ook dat deze kolossale ster een compacte begeleider heeft met een periode van ongeveer vijf en een half jaar. De Homunculusnevel bestaat uit twee gedeelten, en dat staat ongetwijfeld in verband met het feit dat we met twee sterren te maken hebben.

Wij deden op onze sterrenwacht onderzoekswerk aan een andere LBV met de naam MWC 314, of ook V1429 Aql. Ook hier gaat het om een dubbelster.

 

MWC314_model.jpg
                                                          3-D model van de sterrenwindgeometrie bij de binaire LBV MWC 314.
                                                                  Copyright: Alex Lobel & Koninklijke Sterrenwacht van België

 

 

Als we vele spectra die door de tijd worden genomen samenvoegen, krijgen we een dynamisch spectrum. Uit de dopplerverschuivingen die we daarin vaststellen kunnen we afleiden dat het gaat om de beweging van een zwaar object in de nabijheid van die hyperreus. We gaan dan curves opstellen die het mogelijk maken de baanelementen te berekenen: wat de omvang is van de baan, wat de afstand is tussen de twee sterren, en wat de inclinatie van het dubbelstersysteem is ten opzichte van de Aarde.

Uit onze simulaties zien we dat het gaat om een zwaar object in de nabijheid van een veel grotere ster met maar liefst 30 keer de straal van onze Zon, en dan kunnen we driedimensionale modellen maken van de uitstroom van de winden bij dit soort van sterren. En omdat dit gebeurt in een dubbelstersysteem, is die uitstroom asymmetrisch. We moeten immers het gemeenschappelijk zwaartepunt van het hele systeem in rekening brengen. En de uitstroom dicht bij dat zwaartepunt zal meer afwijken dan de uitstroom verder naar buiten. Zo ontstaan die asymmetrieën. Als die zware ster in een elliptische of bijna elliptische baan beweegt, kunnen we afleiden dat er aan de voorzijde van die zware ster meer massa moet zitten dan aan de achterzijde ervan. Dat moet te maken hebben met de beweging van die zware ster rondom dat gemeenschappelijk zwaartepunt. Op basis van die gedetailleerde spectra maken we hydrodynamische berekeningen, gekoppeld aan de berekening van het driedimensionale transport van straling doorheen het model, daaruit kunnen we dan de eigenschappen van die sterrenwind afleiden. Dat is het soort onderzoek dat wij hier doen.

 

Jullie maken ook gebruik van spectra, aangeleverd door de Europese satelliet Gaia.

Gaia is een satelliet van de ESA die de hele hemel scant en in kaart brengt. Het hoofddoel van het hele project is een uiterst nauwkeurige plaatsbepaling van de waargenomen sterren. De ESA had dit al eerder gedaan begin de jaren 1990 met de satelliet Hipparcos, maar Gaia doet het opnieuw met een nauwkeurigheid die honderd tot duizend keer beter is.

 

1567215924323-Gaia_mission_poster_625.jpg
Copyright: ESA

 

Gaia doet meer dan alleen de plaats te bepalen, ook de beweging aan de hemel wordt opgemeten. Je hebt om te beginnen de eigenbeweging, twee vectoren die bepalen hoe de waargenomen ster beweegt ten opzichte van de Aarde. Wanneer we vervolgens ook het spectrum kunnen waarnemen, kunnen we uit de dopplerverschuiving ook afleiden wat de beweging van diezelfde ster is in onze richting, en dus volgens onze gezichtslijn. En die drie vectoren maken dat we een ruimtelijke vector hebben en dat we dus niet alleen uiterst precies weten waar de ster staat, maar ook hoe en waarnaartoe ze beweegt. Op die manier kunnen we een kaart maken van de hemel waarop die bewegingen zichtbaar zijn.

Na vijf jaar zijn we eind 2019 aan het eind van het eerste deel van de Gaia-missie gekomen. De analyse van alle bekomen data is nog volop bezig. De publicatie van de volledige cataloog is voor binnen een drietal jaar, en dan zouden al die data in het publiek domein moeten komen, dus beschikbaar voor iedereen. Maar er komt een verlenging van de Gaia-missie voor waarschijnlijk nog eens vijf jaar. En er zullen dus nog meer waarnemingen bijkomen. Dat is natuurlijk schitterend nieuws, want op basis van de spectrale data van Gaia kunnen wij dingen zoals de temperatuur en de abundanties van chemische elementen in de steratmosferen bepalen.

Dat is mogelijk voor individuele sterren, maar aangezien Gaia goed is voor zo'n 150 miljoen spectra, kunnen we ook een kaart maken voor al deze sterren in het melkwegstelsel.

 

1567214153763-Gaia_strings_3d_face-on_625.jpg
Driedimensionale kaart van ons melkwegstelsel. Copyright: M. Kounkel & K. Covey, ESA

 

De ESA publiceerde eind augustus een animatie waarin je op basis van die miljoenen sterspectra structuren ziet verschijnen en stervorming ziet optreden in ons melkwegstelsel. Je ziet alles als het ware tot leven komen. Indrukwekkend, niet?

 

Jullie ontwikkelden op de KSB ook een eigen spectrale database?

Dat project heet The Belgian Repository of fundamental Atomic Data and Stellar Spectra - BRASS, wat ik al eerder vermeldde. De voorloper ervan is de SpectroWeb Database.

Over een periode van meer dan een halve eeuw hebben atoomfysici spectrale data geproduceerd. Hun resultaten kwamen er op basis van experimenten in een labo. In grote machines schiet men met lasers in een gas zodat het geïoniseerd raakt en een plasma wordt. Vervolgens kijkt men naar de recombinaties in het gas, de elektronen die zich terug gaan binden aan de geïoniseerde kernen, en uit de emissielijnen die in de spectrum zichtbaar zijn kan men afleiden hoe sterk de recombinatie is. Dat geeft atomaire data die wij als referentie gebruiken om te vergelijken met de spectra van de waargenomen steratmosferen.

Het grote probleem is dat de atomaire data die wij vanuit het laboratorium aangeleverd krijgen lang niet voldoende nauwkeurig zijn. De spectrale lijnvorm en de eigenschappen daarvan spelen een grote rol in het bepalen van de precieze condities in de atmosfeer van die sterren, daarom is het van heel groot belang dat onze data uiterst precies zijn. En vanuit die optiek is de interactieve BRASS databank ontwikkeld, met de financiële steun van de federale overheid. Het is de bedoeling de sterren zelf te gebruiken om alle gewenste parameters te meten. Dat gebeurt met behulp van de eerder genoemde HERMES-spectrometer, maar ook met de UVES-spectrometer op de 8m VLT van ESO omdat beide heel stabiele instrumenten zijn. Het spectraal oplossend vermogen is zeer hoog, en we kunnen dus een spectrum bekomen van heel hoge kwaliteit - grote signaal op ruis verhoudingen - als we over voldoende waarneemtijd kunnen beschikken.

We kunnen een referentiester gebruiken, een goed voorbeeld is 51 Pegasi. Die is beroemd geworden omdat er bij die ster door Michel Mayor en Didier Queloz voor het eerst een exoplaneet werd ontdekt. 51 Peg is een ster die zeer goed vergelijkbaar is met de Zon , dus ook wat betreft het spectrum. En van de Zon is het spectrum uiteraard intussen al heel grondig bestudeerd. We gaan dan proberen om gedurende één nacht met HERMES een zo fijn mogelijk spectrum te bekomen van heel hoge kwaliteit en zonder ruis. Het resultaat wordt vervolgens vergeleken met wat de atoomfysici produceren in hun laboratorium, en zo kunnen wij  de kwaliteit beoordelen van hun data.

Naast de laboratoriummetingen zijn er ook theoretische fysici die met behulp van supercomputers dezelfde atomaire gegevens produceren via kwantummechanische berekeningen. We bekijken hun resultaten en vergelijken die met wat wij in concreto meten op basis van sterspectra met die referentiesterren. De conclusie is dat als we ons baseren op de laboratoriumdata, die gegevens onvoldoende nauwkeurig zijn, meer bepaald voor ijzer, maar ook voor andere elementen van de ijzer-groep, wat voor de zichtbare spectra van sterren toch een heel belangrijk element is. Als we met die onnauwkeurige data de abundanties in een ster zouden meten, krijgen we verkeerde waarden. En wij zijn dus in staat op basis van die hoge resolutiespectra van HERMES die beoordeling te maken.

 

Dat is een mooi resultaat! Dank voor het boeiende gesprek, Alex, en nog veel succes met je verdere onderzoek, wij volgen het met veel belangstelling!

 

Tekst: Francis Meeus

23/12/2019