Downloaded from UvA-DARE, the institutional repository of the University of Amsterdam (UvA)

Downloaded from UvA-DARE, the institutional repository of the University of Amsterdam (UvA) http://hdl.handle.net/11245/2.37081

File ID Filename Version

uvapub:37081 6 Nederlandse Samenvatting unknown

SOURCE (OR PART OF THE FOLLOWING SOURCE): Type PhD thesis Title Silicates and Water Ice around Evolved Stars Author(s) C. Dijkstra Faculty FNWI: Astronomical Institute Anton Pannekoek (IAP) Year 2004

FULL BIBLIOGRAPHIC DETAILS: http://hdl.handle.net/11245/1.227403

Copyright It is not permitted to download or to forward/distribute the text or part of it without the consent of the author(s) and/or copyright holder(s), other than for strictly personal, individual use, unless the work is under an open content licence (like Creative Commons). UvA-DARE is a service provided by the library of the University of Amsterdam (http://dare.uva.nl) (pagedate: 2014-11-16)

66

Nederlandsee Samenvatting 6.11 Een heldere avond

Wiee op een heldere avond naar boven kijkt (figuur 6.1), zal zien dat de hemell bezaaid is met vele lichtpuntjes. De meeste van die lichtpuntjes, opp een klein aantal na, zijn sterren. In eerste instantie lijken deze sterren allemaall hetzelfde en onveranderlijk, maar schijn bedriegt. Zo zal het iemandd met een beetje geduld opvallen dat sterren niet allemaal dezelfde kleurr hebben. De ster Betelgeuze bijvoorbeeld, in het sterrenbeeld Orion, heeftt een rode kleur, terwijl de ster Sirius, in het sterrenbeeld Grote Hond, eenn blauw-witte kleur heeft. De kleur van sterren wordt bepaald door hunn oppervlakte temperatuur. Sterren zijn, zoals we later zullen zien, grote gloeiendee gasbollen, en de temperatuur aan het oppervlakte van zo'n gasboll kan uiteenlopen van 'slechts' 3000 graden tot meer dan 25000 graden.. Het blijkt hierbij dat koudste sterren voornamelijk rood licht uitzenden,, terwijl de warmste sterren voornamelijk blauw licht uitzenden. Sterrenn met een gemiddelde temperatuur hebben een meer gele kleur. Ditt is te vergelijken met de vlam van een snijbrander die zojuist is aangezet.. Zolang de vlam nog koud is ziet hij er rood uit, maar naarmate dee vlam opwarmt wordt hij eerst geel en tenslotte blauw. Volgens deze redenatiee is de rode ster Betelgeuze dus een relatief koele ster, terwijl de sterr Sirius een relatief warme ster is. Sterrenn hebben niet alleen verschillende kleuren. Sommige sterren lijkenn in de loop der tijd ook van helderheid te veranderen. Soms gebeurtt dit snel, zoals bij de ster Algol in het sterrenbeeld Perseus die in dee loop van enkele uren van helderheid kan veranderen, en soms gebeurtt dit langzaam, zoals bij de ster Mira die met een periode van 332 dagenn (ongeveer 11 maanden) van helderheid verandert. Het effect is voorr zowel Algol en Mira met het blote oog zichtbaar. Sterren die in de loopp der tijd van helderheid veranderen worden veranderlijke sterren of 201 1

202 2

N e d e r l a n d s ee Samenvatting

Figuurr 6.1 — De William Herschel Telescope (WHT) op het Canarische eiland La Palma.. De telescoop wordt verlicht door het licht van de opkomende Zon. Op dee achtergrond is de Melkweg te zien. Bron: Isaac Newton Group of Telescopes, Laa Palma.

Dataa on individual spectral features

203 3

Figuurr 6.2 — De AGB ster Mira gezien door de Hubble ruimte telescoop. Mira is eenn oude pulserende ster en een voorbeeld van hoe onze Zon er over 5.5 miljard jaarr uit zal gaan zien. Merk op dat Mira een vreemde, uitgerekte, asymmetrische vormm heeft. De oorzaak hiervan is vooralsnog onduidelijk. Bron: Margarita Karovska,, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

variabelevariabele sterren genoemd. De redenen waarom sterren variabel zijn kunnenn erg uiteenlopen. Zo is de ster Algol een zogenaamde bedekkingsvariabele.. Hier gaat het om twee sterren die om elkaar heen draaien, een zogenaamdee dubbelster, waarbij we soms één ster voor de andere langs zienn schuiven. Dit resulteert in tijdelijke afnames van de totale helderheid.. Daarentegen is de ster Mira (figuur 6.2) een pulserende variabele. Hierr is het de ster zelf die van helderheid verandert, omdat de ster afwisselendd groter en kleiner wordt. De ster pulseert. Je kunt Mira dus vergelijkenn met een ballon die je afwisselend opblaast en leeg laat lopen.

204 4

Nederlandsee Samenvatting

Dee bovengenoemde ster Mira behoort tot een bijzondere groep sterrenn die met een mooi woord Asymptotische Reuzen Tak sterren worden genoemd.. In het Engels heten deze sterren Asymptotic Giant Branch sterren,, of kortweg AGB sterren. Dit proefschrift gaat over deze sterren. AGB sterrenn hebben een aantal speciale eigenschappen. Zo zijn AGB sterren heell erg helder en net zoals Mira pulseren ze dus. AGB sterren hebben bovendienn een rode kleur, dus een lage oppervlakte temperatuur (ongeveerr 3000 graden). Het meest opvallende aan AGB sterren zijn echter hunn afmetingen. AGB sterren zijn ware reuzen onder de sterren. Als een AGBB ster op de plaats van de Zon zou staan zouden zijn buitenlagen zo verr de ruimte in reiken dat zelfs de Aarde in deze ster zou verdwijnen. Enn dit is nu precies wat ons over 5.5 miljard jaar staat te wachten. Onze Zonn wordt dan namelijk zelf een AGB ster, en bezegelt hiermee het lot vann onder andere onze eigen planeet Aarde. Hett pulseren van AGB sterren zorgt ervoor dat deze sterren per jaar veell materie verliezen. Hierbij kunnen ze zoveel materie uitstoten dat ze zichzelff letterlijk voor ons aan het zicht onttrekken. Vaak kunnen deze sterrenn dan ook alleen bestudeerd worden door naar het hun omringende materiaall te kijken. Een deel van dit materiaal blijkt te bestaan uit microscopischh kleine sfo/-korreltjes, met soms daar boven op een klein laagje ijs.ijs. In dit proefschrift onderzoeken wij dit soort stof en ijs rondom oude sterren,, en in het bijzonder AGB sterren. Het doel van het onderzoek in ditt proefschrift is om door middel van het stof en ijs de eigenschappen enn levensloop te achterhalen van de sterren die deze materialen hebben uitgestoten.. In deze Nederlandse samenvatting geven we een kort overzichtt van dit onderzoek. Eerst kijken we naar wat 'gewone' sterren zijn, hoee ze worden geboren, en hoe ze dood gaan. Daarna kijken we naar dee AGB sterren zelf. Wat zijn hun meest karakteristieke eigenschappen, enn waarom bestuderen we ze? Tenslotte geven we aan hoe AGB sterren preciess zijn onderzocht in dit proefschrift, en beschrijven we de inhoud enn de belangrijkste resultaten van het proefschrift.

6.22

Sterren

6.2.11

Wat is een ster?

Eenn ster is in principe een grote gloeiende gasbol, waarvan onze Zon (figuurr 6.3) het meest duidelijke voorbeeld is. In het centrum van een sterr bevindt zich een grote natuurlijke kernreactor waarin energie wordt


205 5

Figuurr 6.3 — Een opname van onze Zon gemaakt door NASA's Skylab 4. Rechts vann op de foto is één van de grootste ooit waargenomen zonnevlammen te zien. Terr vergelijking: de diameter van de Zon is 1.4 miljoen kilometer, zo'n 35 maal dee omtrek van de Aarde. Bron: NASA/JPL-Caltech.

geproduceerdd d.m.v. kernreacties1. De vrijkomende energie laat de ster schijnen.. In tegenstelling tot kernreactors op Aarde, waarin wij op primitievee wijze atoomkernen splijten (d.w.z. aan gruzelementen slaan) om energiee te produceren, worden in een ster atoomkernen met elkaar gefuseerdseerd (d.w.z. samengevoegd) om energie te produceren. Onze eigen Zon, diee door sterrenkundigen regelmatig als 'middelmatig sterretje' wordt afgeschilderd,, produceert op deze wijze al ongeveer 38 x 1025 Joule ener'Allee materie om ons heen is opgebouwd uit atomen, waarbij ieder atoom bestaat uitt een positief geladen atoomkern met daaromheen negatief geladen elektronen. Een atoomkernatoomkern bestaat op zijn beurt uit positief geladen protonen en elektrisch neutrale neutronen.. Kernreacties zijn reacties die het aantal protonen en/of neutronen in atoomkernenn veranderen. Hierbij kan energie vrij komen.

206 6


giee per seconde2. Dit komt neer op het gebruik van ongeveer 60 miljoen miljardd vaten olie, 10 miljoen biljoen liter benzine, of 15 miljoen miljard tonn steenkool per seconde! Eenn ster heeft ten alle tijde de neiging om onder zijn eigen gewicht ineenn te storten. Dit komt door zwaartekracht. Deze zwaartekracht probeertt alle materie in de ster naar het centrum toe te brengen. De ineenstortingg wordt echter tegengehouden door gasdruk en stralingsdruk3 diee de ster willen laten expanderen. De balans tussen de zwaartekracht enerzijds,, en de naar buiten toe gerichte gas- en stralings-druk anderzijds wordtt door sterrenkundigen met een duur woord hydrostatisch evenwicht genoemd.. De meeste sterren zijn het grootste deel van hun leven in hydrostatischh evenwicht. 6.2.22

Hoe ontstaat een ster?

Inn de ruimte bevinden zich behalve sterren ook grote wolken van gas en stof.. Uit deze wolken ontstaan sterren. Het begint wanneer een wolk doorr middel van de zwaartekracht onder zijn eigen gewicht ineen stort. Hett ineenstorten heeft tot gevolg dat er in het centrum van de wolk steedss grotere hoeveelheden materie worden samengeperst, waardoor dee temperatuur en druk in het centrum geleidelijk toenemen. Op een zekerr moment kunnen deze zo hoog worden dat er in het centrum van dee wolk de eerder beschreven kernreacties op gaan treden. Een ster is geboren. . 6.2.33

Hoe gaat een ster dood?

Hoee sterren dood gaan hangt af van hun massa direct na hun geboorte. Zoo heeft een zware ster, d.w.z. een ster die na zijn ontstaan minstens 88 maal zo zwaar is als de Zon, een grote gas- en stralings-druk nodig omm in hydrostatisch evenwicht te blijven. Om dit te bereiken moet de temperatuurr in de kern van de ster (vergeleken met een lichte ster) hoog zijn.. Door de hoge temperatuur zal echter ook het aantal kernreacties 2 Hett getal 38 x 1025 is het getal 38 gevolgd door 25 nullen, en Joule is een eenheidsmaat voorr energie. Ter vergelijking: een gemiddelde gloeilamp gebruikt 25 tot 40 Joule per seconde. . 3 Stralingsdrukk is de druk die straling (zie hoofdstuk 6.4.1) uitoefent op een oppervlak. Dee straling in een ster is afkomstig uit de kern, en het gevolg van kernreacties aldaar. De stralingg uit de kern baant zich in de loop van ongeveer één miljoen jaar een weg naar het steroppervlak,, waarna het in de ruimte verdwijnt.


207 7

datt per seconde plaats vindt, en dus de helderheid van de ster, hoog zijn. Hierdoorr raakt de brandstofvoorraad al snel op. Al na 50 miljoen jaar ontploffenn zware sterren in een zogenaamde supernova explosie, waarbij dee voormalige kern van de ster achterblijft als een zogenaamde neutronensternenster of zwart gat. Lichteree sterren, d.w.z. sterren die niet meer dan 8 maal zo zwaar als dee Zon zijn na hun geboorte, doen het véél rustiger aan. Ze gaan veel zuinigerr met hun brandstof om. Lichte sterren hebben namelijk een lageree kerntemperatuur nodig om in hydrostatisch evenwicht te blijven. Hett aantal kernreacties dat per seconde plaats vindt, en dus de helderheidd van de ster, is hierdoor ook lager. De brandstofvoorraad wordt dus minderr snel opgebruikt. Omdat lichte sterren rustiger met hun brandstofvoorradenn omgaan dan zware sterren worden ze veel ouder. Zo is onzee eigen Zon nu al 4.5 miljard jaar oud, en het is de verwachting dat dee Zon nog eens 5.5 miljard jaar mee zal gaan. In totaal zal de Zon dus 100 miljard jaar oud worden, d.w.z. 200 maal zo oud als de hierboven beschrevenn zware sterren. Ondanks het zuiniger brandstofgebruik, zal ook inn lichte sterren de brandstof eens opraken, en daar begint het verhaal vann de AGB sterren.

6.33 AGB sterren 6.3.11

Wat is een AGB ster?

Eenn lichte ster begint zijn leven met het omzetten van waterstof in heliumm door middel van kernfusie. In dit proces worden (netto) telkens 4 waterstof-atomenn omgezet in 1 helium atoom, onder het vrijkomen van energie.. Nadat het waterstof in de kern van de ster opgebruikt is, begint dee kern ineen te krimpen. Tegelijkertijd beginnen de buitenlagen van dee ster te expanderen, en de oppervlakte temperatuur daalt tot ongeveer 30000 graden, waardoor de ster een rood uiterlijk krijgt. De ster wordt een roderode reus. Het ineenkrimpen van de kern gaat echter niet onbeperkt door. Opp den duur zijn de druk en temperatuur aldaar namelijk zo hoog dat er helium-fusiee op kan gaan treden, waarbij helium atomen worden omgezett in koolstof- en zuurstof-atomen. De kern stopt dan met krimpen, en dee buitenlagen van de ster worden weer iets kleiner. Het uiteindelijke resultaatt van dit alles is een helium fuserende ster, die groter en helderder iss dan de oorspronkelijke waterstof fuserende ster. Helaas voor de ster iss ook de heliumvoorraad beperkt, en raakt op den duur op. Zodra dit

208 8


gebeurtt begint de kern, die nu uit koolstof en zuurstof bestaat, wederom tee krimpen, en de ster wordt voor de tweede maal een rode reus. We noemenn de ster nu een AGB ster. Dee energie van een AGB ster wordt geproduceerd door een laag van heliumm rondom de inactieve koolstof en zuurstof kern, met daar weer buitenn een laag van waterstof. Het grootste deel van de tijd is de heliumlaagg inactief, en produceert alleen de waterstoflaag energie d.m.v. waterstof-fusie.. Af en toe komt echter spontaan de heliumlaag tot ontbrandingg en houdt de waterstoflaag op met branden. Dit noemen we een thermischethermische puls. Zodra de heliumlaag is uitgebrand neemt de waters laagg het weer over. 6.3.22

Hoe ziet een AGB ster er uit?

AGBB sterren zijn dus rode reuzen, d.w.z. ze zijn groot en hebben een lage oppervlaktee temperatuur, hetgeen ze hun rode kleur geeft. AGB sterren zijnn zo groot dat indien er één op de plaats van de Zon zou staan, de Aardee gemakkelijk in zijn atmosfeer verzwolgen zou kunnen worden. AGBB sterren zijn tegelijk ook zeer heldere sterren. Typisch produceren ze perr seconde tienduizend maal zoveel energie als de Zon. AGBB sterren zijn, zoals we in hoofdstuk 6.1 zagen, pulserende sterren. Zee worden dus afwisselend groter en kleiner. Dankzij deze pulsaties (die eenn typische periode van 100 dagen of meer hebben) kan het gas in de buitenlagenn van de ster tot hoog boven het steroppervlak worden uitgetild.. Bij iedere pulsatie stroomt gas weg van de ster en koelt langzaam af. Inn het afkoelende gas vormen zich moleculen en stofdeeltjes. Een molecuul iss hierbij een deeltje dat bestaat uit twee of meer onderling verbonden atomen,, en kunnen reeds gevormd worden in de atmosfeer van de ster zelf.. Stofdeeltjes bestaan op hun beurt uit zeer veel atomen/moleculen. Dee stofdeeltjes worden heel efficiënt door de straling van de ster weggeblazen,, en slepen daarbij het hun omringende gas mee. Een AGB ster blaastt zo geleidelijk zijn buitenlagen de ruimte in. Dit naar buiten 'blazen'' van materie wordt door sterrenkundigen een sterwind genoemd. Eenn AGB ster verliest per jaar zeer veel materie door middel van de bovengenoemdee sterwind. Dit kan oplopen tot meer dan één duizendste vann de massa van de Zon per jaar. Dit lijkt wellicht niet zoveel, maar bedenkk dat in dit tempo onze eigen Zon binnen duizend jaar op zou zijn. Opp de totale leeftijd van de Zon (10 miljard jaar) is dit een oogwenk. Het verliess van materie, door sterrenkundigen ook wel massaverlies genoemd,


209 9

Moleculenn + Stof + Water Ijs

Figuurr 6.4 — Schematisch overzicht van een gas- en stofschil rondom een AGB ster.. Hoog in de atmosfeer en in de nabije omgeving van de ster bevinden zich moleculen.. Verder naar buiten toe bevinden zich stofdeeltjes, waarop, onder de juistee omstandigheden, laagjes waterijs kunnen vormen. Voor details zie hoofdstukk 6.3.2.

creëertt een schil van gas- en stof rondom een AGB ster. Deze schil kan op denn duur zo ondoorzichtig worden dat de ster zichzelf letterlijk voor ons aann het zicht onttrekt. De ster kan dan alleen bestudeerd worden aan de handd van deze schil. In figuur 6.4 geven we een schematisch overzicht vann zo'n schil. In de atmosfeer en in de nabije omgeving van de pulserendee AGB ster vormen zich in eerste instantie moleculen in het gas. Verderr naar buiten toe, waar het kouder is (zo'n 1300 graden of minder), vormenn zich de stofdeeltjes die de sterwind aandrijven. Ver uit de buurt vann de ster, waar de temperatuur ongeveer 170 graden onder nul of lager is,, kan er tenslotte iets bijzonders gebeuren. Onder de juiste omstandighedenn kunnen water moleculen uit het gas namelijk op de stofkorreltjes gaann condenseren en op die manier een ijslaagje vormen. Deze ijslaagjes staann centraal in het onderzoek naar AGB sterren in dit proefschrift (zie

210 0


hoofdstukk 6.4). We merken hier op dat sterrenkundigen liever spreken vann waterijs in plaats van gewoon 'ijs'. Dit is omdat er vele soorten ijs kunnenn bestaan. Zo bestaat er bijvoorbeeld ook koolstofdioxide-ijs. Op Aardee is koolstofdioxide een gas. Wee merken tenslotte op dat er twee belangrijke subgroepen van AGB sterrenn bestaan. Dit zijn de zuurstofrijke en koolstofrijke AGB sterren.. Deze naamgevingg heeft te maken met de chemische samenstelling van de AGB sterren.. De gaswolken waar sterren uit ontstaan bestaan uit een gasmengell waarin, per kubieke meter, meer zuurstofatomen voorkomen dan koolstofatomen.. Het gasmengsel heet daarom zuurstofrijk. Een ster die uitt dit gas ontstaat, zoals onze Zon, is dus ook zuurstofrijk. Als deze ster vervolgenss een AGB ster wordt, zal ook de AGB ster zuurstofrijk zijn. Doorr middel van thermische pulsen kan er echter in de loop der tijd materiaall vanuit de kern van de AGB ster naar de oppervlakte worden getransporteerd.. Het materiaal uit de kern is echter koolstofrijk, het bevat perr kubieke meter dus meer koolstof dan zuurstof. De ster, en daarmee ookk de gas- en stofschil, kan hierdoor langzaam van zuurstofrijk in koolstofrijkk veranderen. In dit proefschrift hebben wij ons geconcentreerd op zuurstofrijkee AGB sterren. Rondom deze sterren kan waterijs vormen. Rondomm koolstofrijke AGB sterren is dit niet mogelijk omdat hier geen watermoleculenn meer in de gas- en stofschil zitten. 6.3.33

Na de AGB fase...

Dee AGB fase, die typisch een miljoen jaar duurt, eindigt wanneer de meestee materie in de buitenlagen van de ster door het massaverlies verdwenenn zijn. Vanaf dit moment begint de ster, terwijl de helderheid gelijk blijft,, ineen te krimpen en op te warmen. De ster is in de post-AGB fase terechtt gekomen. In deze fase beweegt de gas- en stofschil, die door de vroegeree AGB ster werd uitgestoten, langzaam de ruimte in, en wordt weerr doorzichtig. Wanneer de ster is opgewarmd tot ongeveer 30000 graden,, en de gas- en stofschil nog dicht genoeg bij de ster is, dan kan dee schil door UV straling van de ster oplichten. In dit geval ontstaat err een mooie planetaire nevel. Figuur 6.5 laat hier twee voorbeelden van zien.. Planetaire nevels laten doorgaans een bonte verzameling aan vormenn zien. Zo lijkt de planetaire nevel M 57 ringvormig (en dankt hieraann ook zijn naam 'Ring Nevel'), terwijl Mz3 (de Mier Nevel) een meer as-symmetrischee vorm heeft. De vele vormen die planetaire nevels latenn zien zijn slechts ten dele begrepen. Veel vormen kunnen begrepen


211 1

Figuurr 6.5 — De planetaire nevels M 57 (links; ook wel de Ring Nevel) en Mz3 (rechts;; ook wel de Mier Nevel) gezien door de Hubble ruimte telescoop. Bron: Hubblee Heritage Team (STScI / AURA), NASA. wordenn door de aanwezigheid van een stofschijf rondom de ster aan te nemen,, die in interactie is met een snelle, ijle sterwind. Dergelijke stofschijvenn zijn inderdaad ook waargenomen, alleen is het tot op heden nog niett duidelijk hoe deze schijven ontstaan. Uiteindelijk stopt ook de planetairee nevel fase, en begint de ster, die nu eigenlijk alleen nog maar uit dee koolstof/zuurstof kern van de voormalige AGB ster bestaat, langzamerhandd in helderheid en temperatuur af te nemen. De ster is nu een wittewitte dwerg geworden.

6.3.44

Waarom zijn AGB sterren zo belangrijk?

Err zijn een aantal belangrijke redenen om AGB sterren te bestuderen. De eerstee reden is dat het overgrote deel van alle sterren in onze Melkweg, zo'nn 95% (waaronder de Zon), uiteindelijk AGB sterren zullen worden. Hett onderzoek naar AGB sterren, maar ook post-AGB sterren en planetairee nevels, is dus van groot belang voor het begrijpen van de levensloop vann het gros van alle sterren in de Melkweg. Ten tweede zal het materiaall dat AGB sterren uitstoten uiteindelijk weer in de ruimte terecht komen.. Dit materiaal kan later weer gebruikt worden om nieuwe sterren, planeten,, en mogelijk leven te vormen. Tenslotte blijken AGB sterren sterrenkundigenn belangrijke informatie te kunnen verschaffen over de stervormings-- en chemische geschiedenis van onze Melkweg.

212 2

6.44


In dit proefschrift

Inn dit proefschrift bestuderen we stof en waterijs rondom lage massa, zuurstofrijke,, geëvolueerde sterren. Het doel is het stof en waterijs te gebruikenn om de eigenschappen en levensloop van deze sterren vast te leggen.. In het bijzonder richten we ons op sterren in de AGB, post-AGB enn planetaire nevel fase en de studie van waterijs. We stellen o.a. de volgendee vragen: 1.. Wat vertellen stof en waterijs ons over de samenstelling en geometriee van de gas- en stofschillen rondom geëvolueerde sterren? En watt vertellen ze over de massaverlies-geschiedenis van deze sterren? ren? 2.. Hoeveel stof en waterijs zit er precies in de gas- en stofschillen? Wat vertellenn deze hoeveelheden ons over de eigenschappen en levensloopp van (geëvolueerde) sterren? 3.. Hoe ontstaat waterijs precies rondom geëvolueerde sterren? Wat is hett verband tussen de vorming van waterijs enerzijds, en de eigenschappenn en levensloop van (geëvolueerde) sterren anderzijds? 6.4.11

Stof en Waterijs

HetHet belang van stof en waterijs Stoff is van vitaal belang voor de levensloop van AGB sterren. Samen met pulsatiess drijft het het massaverlies aan, en helpt bij het bepalen van de vormm van de gas- en stofschil. De eigenschappen en locatie van het stof gevenn ons hierbij informatie onder welke omstandigheden het stof werd gevormd.. Deze omstandigheden hangen op hun beurt weer af van de eigenschappenn van de AGB ster en de gas- en stofschil. Stof kan daarom gebruiktt worden om informatie te krijgen over de ster en zijn omgeving. Ditt geldt ook voor waterijs dat op het stof vormt. In het nu volgende beschrijvenn we hoe we stof en waterijs hebben gebruikt om meer te leren overr zuurstofrijke AGB sterren. Onderzoeksmethoden n Dee meeste hemellichamen die sterrenkundigen bestuderen staan zo ver bijj ons vandaan dat we ze niet van dichtbij kunnen bestuderen. De enige


213 3

manierr waarop we in dit geval iets kunnen leren over deze objecten, is doorr te kijken naar de straling die ze uitzenden. Dit geldt ook voor AGB sterren.. Straling, waarvan zichtbaar licht een voorbeeld is, is een golfverschijnsel.. Straling bestaat uit zogenaamde elektromagnetische golven. Dee golflengte van een elektromagnetische golf, d.w.z. de afstand tussen tweee opeenvolgende pieken of dalen in de golf, bepaalt hierbij het soort stralingg waar je mee te maken hebt. Zo bestaat zichtbaar licht uit elektromagnetischee golven die typisch een golflengte hebben van een halve (0.5)) micrometer. Rood licht heeft bijvoorbeeld een golflengte van 0.6 micrometer,, terwijl violet licht een golflengte heeft van 0.4 micrometer. Een anderr voorbeeld is infraroodstraling, wat een golflengte van ongeveer 1 tot 10000 micrometer heeft. Deze straling is het meest gebruikt in dit proefschriftt om geëvolueerde sterren te bestuderen. De reden hiervoor is dat hett stof en waterijs opgewarmd wordt door het licht van deze sterren, waardoorr het begint te stralen op infrarode golflengten. Infrarood stralingg kan zodoende informatie geven over het stof en waterijs, en daarmee dee sterren en hun omgeving zelf. Dee straling afkomstig van (het stof rondom) AGB sterren, post-AGB sterrenn en planetaire nevels kan op diverse manieren bestudeerd worden. Wee bespreken hier twee belangrijke methoden die gebruikt zijn voor de studiee in dit proefschrift. De eerste methode is fotografie. Dit wordt gebruiktt om de geometrie van gas-en stofschillen rondom geëvolueerde sterrenn te bestuderen. Op deze manier leren we dan meer over de massaverlies-geschiedeniss van deze sterren. In dit proefschrift hebben wee fotografie op zichtbare en infrarode golflengten gebruikt om de geometriee en massaverlies geschiedenis te bepalen van de post-AGB ster ÏRASÏRAS 16342-3814. De tweede methode is infrarood spectroscopie van stof. Bijj spectroscopie wordt een zogenaamd spectrum gemaakt. In een spectrumm wordt de intensiteit van straling uitgezet tegen de golflengte van dezee straling. In andere woorden, voor iedere golflengte kijk je hoeveel stralingg er per seconde op een detector valt. Voor sommige golflengten zull je per seconde veel straling ontvangen, terwijl voor andere golflengtenn je weinig zult ontvangen. Bij infrarood spectroscopie van stof wordt err dus op infrarode golflengten een spectrum gemaakt van de straling die wordtt uitgezonden door stof (in dit geval het stof rondom oude sterren). Voorbeeldenn van infrarood spectra Inn figuur 6.6 laten we een drietal infrarood spectra zien. De spectra zijn gemaaktt met een satelliet genaamd de Infrared Space Observatory, of kort-

214 4


Figuurr 6.6 — Infrarood spectra van een drietal sterren gemaakt met behulp van dee satelliet ISO. Voor details zie Hoofstuk 6.4.1.

wegg ISO. De gegevens van ISO zijn veelvuldig in dit proefschrift gebruikt.. Op de horizontale as in ieder spectrum staat de golflengte, die hierr van 2 tot 200 micrometer loopt. Op de verticale as staat hoeveel stralingg er per seconde bij elke golflengte wordt opgevangen. Het bovenste spectrumm is van het stof rondom de AGB ster genaamd OH 127.8+0.0. Wee zien dat er in de buurt van ongeveer 30 micrometer de meeste stralingg uit wordt gezonden, terwijl er lokaal rond 10 en 20 micrometer (zie stippellijnen)) een gebrek aan straling lijkt te zijn. Het gebrek aan straling manifesteertt zich als twee kuilen in het spectrum. Deze kuilen worden doorr astronomen absorptie banden genoemd. Het tweede spectrum is afkomstigg van de ster MWC 922. Het spectrum van deze ster piekt rond 255 micrometer. In dit spectrum is lokaal rond 33, 40, 43 en 62 micrometerr juist extra straling te zien (zie stippellijnen) in de vorm van relatief scherpee pieken. Deze pieken in het spectrum worden emissie banden genoemd.. Ook het laatste spectrum, dat van het stof rondom de post-AGB


215 5

sterr M 1-92, laat dergelijke emissiebanden zien, ditmaal in de buurt van 433 en 62 micrometer. Infraroodd spectra zoals hierboven geven veel informatie over het stof. Zoo is uit deze spectra te herleiden wat de massa, temperatuur, chemische samenstelling,, grootte, vorm en kristalstructuur van de stofdeeltjes is. De absorptiebandenn in het spectrum van OH 127.8+0.0 duiden zo bijvoorbeeldd op de aanwezigheid van silicaten. Dit materiaal wordt zeer veel gevondenn rondom oude zuurstofrijke sterren, maar ook bijvoorbeeld in onzee eigen aardkorst. De golflengte positie en vorm van de absorptiebandenn vertelt ons dat we hier met zogenaamde amorfe silicaten te makenn hebben. Dit houdt in dat de atomen/moleculen in het materiaal ongeordendd liggen ten opzichte van elkaar. De scherpe pieken in MWC 9222 duiden ook op silicaten, maar deze zijn kristallijn. Hier liggen de atomenn /moleculen in het materiaal juist zeer geordend ten opzichte van elkaar.. De pieken in het spectrum van M 1-92 duiden op de aanwezigheidd van kristallijn waterijs, d.w.z. waterijs met een geordende structuur. Zowell silicaten als waterijs zijn erg belangrijke ingrediënten in de gas- en stoffschillen van oude, zuurstofrijke sterren. 6.4.22

Inhoud van dit proefschrift

Hoofdstukk 2 Inn hoofdstuk 2 bestuderen we de post-AGB ster IRAS 16342-3814. We makenn hierbij gebruik van zowel fotografie als infrarood spectroscopie vann stof. Het blijkt dat IRAS 16342-3814 recentelijk een zeer hoog massaverliess moet hebben gehad, en waarschijnlijk heeft de ster net de AGB fasee verlaten. De foto's laten zien dat de ster omgeven is door een stofschijf.. De ster gaat schuil achter deze schijf. Haaks op de schijf zijn aan weerszijdenn twee nevels te zien die licht afkomstig van de ster in onze richtingg reflecteren. Rondom dit geheel is een oude, meer ronde stofschil tee zien. Deze schil is waarschijnlijk het restant van eerder massa-verlies gedurendee de AGB fase. Het geheel suggereert een overgang van een meerr sferisch-symmetrisch massaverlies naar een meer as-symmetrisch massaverliess aan het einde van de AGB fase. De grootte van de stofkorreltjess in zowel de twee nevels als de stofschijf suggereert dat IRAS 16342-38144 of i) al tijdens de AGB fase op asferische wijze massa verloor, off ii) een oude sferisch-symmetrische AGB sterwind heeft die in wisselwerkingg is met een meer recente bipolair sterwind. We vinden dat het stoff rondom IRAS 16342-3814 bestaat uit amorfe silicaten, kristallijne si-

2166

Nederlandse Samenvatting

licaten,, en waterijs. HoofdstukHoofdstuk 3

Inn hoofdstuk 3 presenteren we een gedetailleerd natuurkundig model waarmeee we de vorming van waterijs rondom AGB sterren en zogenaamdee Rode Superreuzen4 beschrijven. Het model bevat een aantal belangrijkee verbeteringen ten opzichte van eerdere modellen die in de literatuurr gepresenteerd zijn. Een belangrijke toevoeging is het effect van sputtering.sputtering. Wanneer de stofdeeltjes in de gas- en stof schil naar buit toee bewegen vormen ze waterijslaagjes door te botsten met de aanwezigee watermoleculen in het gas. Er vinden ook botsingen met andere moleculenn plaats. Wanneer de botsingen te hevig worden, d.w.z. waneerr de relatieve snelheid tussen de stofdeeltjes en de gasdeeltjes tijdens hett botsen te groot wordt, dan kunnen de ijslaagjes door de inkomende gasdeeltjess weer stukgeslagen worden. Het gevolg is dat er ijs van het stofkorreltjee verdwijnt. Men noemt dit effect 'sputtering'. We vinden dat Rodee Superreuzen geen of weinig ijs kunnen vormen dankzij sputtering. AGBB sterren daarentegen kunnen juist wel efficiënt ijs vormen. Het modell voorspelt verder dat in de binnenste delen van het ijsvormingsgebied inn een gas- en stofschil (zie figuur 6.4) kristallijn ijs zal vormen. Verder naarr buiten toe is het ijs amorf. HoofdstukHoofdstuk 4 Inn hoofdstuk 4 breiden we het model van hoofdstuk 3 uit en gaan er infraroodd spectra mee berekenen. We bekijken hier hoe de infrarood spectra vann AGB sterren, post-AGB sterren, planetaire nevels en Rode Superreuzenn er uit zien onder invloed van de vorming van ijs. We vinden dat voorr een typische AGB ster 2% van de totale stofmassa uit waterijs bestaat.. Slechts 1% van dit waterijs is kristallijn. Hierdoor zijn emissie bandenn van kristallijn waterijs rond 43 en 62 micrometer niet of nauwelijks tee detecteren in het spectrum van AGB sterren. Deze banden worden iets duidelijkerr zichtbaar wanneer het massa verlies van de bovengenoemde AGBB ster wordt verhoogd, en/of het gas met een minder grote snelheid bijj de ster vandaan stroomt, en/of het stof in de sterwind overwegend uitt kleine stofkorreltjes bestaat. In deze gevallen wordt namelijk meer 44

Een Rode Superreus is een ver geëvolueerde versie van een zware ster met een soortgelijkee gas- en stofschil als AGB sterren.


217 7

(kristallijn)) waterijs gevormd. Desondanks blijven de waterijs-banden moeilijkk te detecteren. Wee bestuderen hoe waterijs-banden veranderen terwijl sterren evoluerenn van de AGB fase, naar de post-AGB en planetaire nevel fase. Ditt doen we voor twee sterren, die aan het begin van hun leven respectievelijkk drie en vijf maal zo zwaar zijn als onze eigen Zon. De eigenschappenn van deze sterren tijdens de bovengenoemde fases worden hierbij beschrevenn door zogenaamde ster-evolutie berekeningen uit de literatuur. Wee vinden zodoende dat de 43 micrometer kristallijne waterijs-band het bestee zichtbaar is tijdens de post-AGB fase. De band is wederom echter moeilijkk te detecteren, en nog het meest duidelijk te zien voor de zwaarstee van de twee sterren. Een duidelijke 62 micrometer band wordt in geenn geval gezien. De ster die vijf maal zo zwaar als de Zon is, laat in de post-AGBB fase rond 3 micrometer een absorptie band zien. Vroeg in de post-AGBB fase is deze band gedomineerd door kristallijn waterijs. Later laatt de band alleen amorf waterijs zien. Dit komt door de aanwezigheid vann UV straling uit de interstellaire ruimte. Deze straling dringt tijdens dee post-AGB en planetaire nevel fases steeds dieper door in de expanderendee gas- en stofschil, en als het waterijs lage temperaturen bereikt (d.w.z.. ongeveer 200 graden onder nul of kouder) zal het kristallijne waterijss amorf worden gemaakt. De amortisatie van het kristallijne waterijs iss ook de reden dat de 43 micrometer kristallijne waterijs-band tijdens de planetairee nevel fase weer verdwijnt. We concluderen dat absorptie en emissiee banden van waterijs in het spectrum van geëvolueerde gebruikt kunnenn worden om de levensloop van een ster tijdens en na de AGB fase tee volgen. Dee voorspelde 43 en 62 micrometer kristallijne waterijs-banden zijn zwak,, tijdens zowel de AGB, post-AGB en planetaire nevel fase. De redenn hiervoor is dat het overgrote deel van het waterijs volgens het model amorff is, en amorf waterijs heeft geen duidelijke banden rond 43 en 62 micrometer.. Dit is echter in tegenspraak met waarnemingen gedaan door ISO.. Deze laten zien dat kristallijne waterijs-banden zeer sterk kunnen zijn.. Toch komen de totale voorspelde hoeveelheden waterijs (2% van de totalee stofmassa) vrij goed overeen met de door ISO gevonden hoeveelhedenn (hoofstuk 5). Kennelijk is de totale hoeveelheid waterijs dus juist, maarr voorspelt het model te veel amorf waterijs t.o.v. kristallijn waterijs. Omm meer kristallijn waterijs te vormen in het model moet de amorfisatie vann het kristallijne waterijs door UV straling tegen gegaan worden. We beschrijvenn hiervoor een aantal mechanismen die nog niet in het model

2188

Nederlandse Samenvatting

zijnn meegnomen. Dit zijn de vorming van klonten materie in de sterwind, asymmetrischh massaverlies van de ster, en heel hoog massa verlies van dee ster. Al deze mechanismen zorgen ervoor dat de gas- en stofschil (lokaal)) ondoorzichtiger wordt voor UV straling van buitenaf, en kristallijn waterijss beter beschermd wordt. We laten aan de hand van de post-AGB sterr HD161796 zien dat een hoog massa verlies, in combinatie met een lagee helderheid van de ster, de sterke kristallijne waterijs banden kan reproduceren.. De berekeningen laten zien dat het massaverlies, dat tot nu toee voor lage massa AGB sterren zoals HD 161796 is aangenomen in de literatuur,, te laag is. Hoofdstukk 5 Tenslottee bestuderen we in hoofdstuk 5 de ISO spectra van 31 zuurstofrijkee oude sterren. In deze groep sterren bevinden zich AGB sterren, post-AGBB sterren, planetaire nevels, Rode Superreuzen, post Rode Superreuzenn (d.w.z. sterren die het Rode Superreuzen stadium weer verlatenn hebben), en oude sterren waarvan verwacht wordt dat ze omgeven zijnn door stofschijven. Door het bestuderen van de spectra willen we achterhalenn hoeveel kristallijne silicaten en waterijs er precies in de gas- en stoff schillen van geëvolueerde sterren zitten. In het 30 tot 100 micrometerr golflengtegebied van de ISO spectra vinden we spectrale banden die duidenn op de aanwezigheid van de kristallijne silicaten, kristallijn waterijss en zogenaamde carbonaten (dit zijn calcium-houdende mineralen). Hierbijj zien we dat post-AGB sterren overwegend kristallijn waterijs latenn zien. Hoge massaverlies AGB sterren en planetaire nevels laten daarentegenn een mix van kristallijne silicaten en kristallijn waterijs, of zelfs alleenn maar kristallijne silicaten, zien. Hett kristallijne waterijs laat een duidelijke trend zien. Voor AGB sterrenn vinden we dat 1 tot 3% van de stofmassa uit kristallijn waterijs bestaat.. Het waterijs condenseert hierbij vanaf zo'n 173 graden onder null of lager op de stofkorreltjes. Voor post-AGB sterren vinden we meer kristallijnn waterijs, zo'n 3 tot 6% van de stofmassa. Het ijs bevindt zich hierr bij temperaturen tussen 173 en 248 graden onder nul. Planetaire nevelss laten geen kristallijn waterijs zien. In plaats daarvan is het waterijs hoogstwaarschijnlijkk amorf in deze fase. Dit komt dankzij de lage temperatuurr van het waterijs, in combinatie met de aanwezigheid van UV stralingg uit de interstellaire ruimte. Een uitzondering in het geval van de planetairee nevels vormt het object CPD-56°8032. Deze planetaire nevel laatt juist wel kristallijn waterijs zien. Dit kan betekenen dat CPD-56°8032


219

eenn nog erg jonge planetaire nevel is, waardoor UV straling uit de interstellairee ruimte nog niet al het kristallijne waterijs amorf heeft kunnen maken.. Een alternatief is dat het kristallijne waterijs tegen UV straling beschermdd wordt omdat het in een stofschijf zit die rondom CPD-56°8032 is gevonden.. Post Rode Superreuzen laten tenslotte geen ijs zien. Dit komt doorr het hierboven beschreven effect van sputtering (tijdens de Rode Superreuzenn fase). De algemene resultaten zijn in goede overeenstemming mett de voorspellingen van het model beschreven in Hoofstuk 3 en 4.

Downloaded from UvA-DARE, the institutional repository of the University of Amsterdam (UvA)

Recommend Documents