Toekomstige astrofysische ruimteonderzoekprojecten

Toekomstige astrofysische ruimteonderzoekprojecten voor Nederland Drs. G. Cornet

Het Nederlandse ruimteonderzoek staat dit jaar uitgebreid stil bij het feit dat het veertig jaren geleden werd geïnstitutionaliseerd, aanvankelijk binnen de GROC (Commissie voor Geofysica en Ruimteonderzoek) en uiteindelijk in het tegenwoordige Nationale Instituut voor Ruimteonderzoek van SRON. Een tentoonstelling in het Utrechtse Universiteitsmuseum laat zien wat ruimteonderzoek is, welke technologische en wetenschappelijke principes eraan ten grondslag liggen en toont voorbeelden van opmerkelijke resultaten. Verder zal er dit najaar een boek worden uitgegeven door Natuur & Techniek waarin het ontstaan en de ontwikkeling van het ruimteonderzoek in Nederland vanuit het persoonlijk perspectief van de betrokken onderzoekers zal worden geschetst. Op deze plaats is het wellicht aardig om even vooruit te blikken in de toekomst.

Inleiding De huidige inspanningen binnen het Nederlandse ruimteonderzoek kenmerken zich door de diagnostische deskundigheid die in de loop der jaren is opgebouwd. Allereerst op het gebied van de astrofysica, vervolgens met succes ingezet en uitgebouwd voor aardgericht onderzoek. In het kader van deze uitgave van Ruimtevaart beperk ik mij tot de astrofysica. Typerend voor de beoefening van ruimteonderzoek is de projectcyclus, waarbij telkens nieuwe wetenschappelijke vragen worden geformuleerd, de benodigde instrumentatie en methoden worden ontworpen om deze vragen te adresseren, vervolgens het bouwen en kwalificeren van de hardware ter hand wordt genomen, en uiteindelijk de analyse en interpretatie van de waarneemgegevens ook binnen het instituut en de brede internationale ruimteonderzoekgemeenschap plaatsvindt. Het is een aanpak die een meerwaarde oplevert door de voortdurende en stimulerende wisselwerking tussen de wetenschappelijke inspiratie en de technische realisatie. Inmiddels is deze aanpak overigens niet meer denkbaar zonder de nauwe samenwerking met (technische) universiteiten, andere onderzoeksinstituten en de industrie, in binnen- en buitenland. Het SRON-instituut ontleent zijn inspiratie hoofdzakelijk aan de wetenschappelijke

RUIMTEVAART OKTOBER 2002

hoofdlijnen die in het ESA Space Science Horizons 2000+ programma zijn geformuleerd. Daarbij vormt vooral de goede reputatie die Nederland heeft opgebouwd op het gebied van de spectroscopie, in het gebied van submillimeter straling tot en met Röntgenstraling, een stevige basis voor deelname in toekomstige missies, zoals in Herschel (zie ook Ruimtevaart van april 2001), NGST (Next Generation Space Telescope), of XEUS (X-ray Evolving Universe Spectroscopy mission). Nieuwe ontwikkelingen hebben betrekking op interferometrie en formatievliegen in de ruimte. Nederland richt zijn aandacht onder meer op DARWIN, een astrofysische missie die in het infrarood op zoek zal gaan naar planeten als de aarde en mogelijk leven daar zal trachten te detecteren. Daarnaast is er LISA (Laser Interferometer Space Antenna) die het venster zal openen op zwaartekrachtstraling in het heelal, afkomstig van bijvoorbeeld dubbelstersystemen in onze Melkweg of zwarte gaten in het centrum van andere stelsels. De onderzoeksactiviteiten voor LISA hebben overigens een sterke relatie met die voor de aardobservatiemissie GOCE (Gravity and Ocean Circulation Experiment) en toekomstige missies die het zwaartekrachtveld van de aarde in kaart gaan brengen. Ook op het gebied van detectorontwikkeling is er sprake van een sterke relatie tussen het astrofysisch programma en het aardgericht onderzoek binnen het SRON-instituut, met name op het

3

gebied van de ontwikkeling van heterodyne ontvangers voor submillimeter straling. Alvorens de aandacht te richten op de meer verre toekomst staan we eerst nog even stil bij het grootste project dat het SRON-instituut op dit moment onder handen heeft en waarvoor de fase van het bouwen van de vluchthardware net is gestart. Dit is HIFI (Heterodyne Instrument for the Far Infrared) voor de ESA missie FIRST (Far InfraRed and Submillimetre Space Telescope), inmiddels omgedoopt tot het Herschel Space Observatory. Herschel wordt in 2007 met een Ariane draagraket gelanceerd en naar een plaats op 1,5 miljoen km van de aarde gebracht. Vanuit deze koele plek, het zogenaamde Lagrange punt L2, heeft het observatorium een onbelemmerd uitzicht op het heelal.

Herschel - HIFI en NGST

Artistieke verbeelding van Herschel (voormalige FIRST) en NGST op het L2 Lagrange punt, 1,5 miljoen km van de aarde. [ESA]

Met SRON levert Nederland de Principal Investigator voor de bouw van HIFI. Met nog twee andere instrumenten vormt HIFI het wetenschappelijk hart van het Herschel Space Observatory. Deze cornerstone missie zet het werk voort van IRAS en ISO, waarin Nederland ook een leidende rol had in de ontwikkeling, de bouw en het gebruik van het wetenschappelijk instrumentarium. HIFI is voor SRON het sluitstuk van een meer dan 15 jaren durend traject voor de ontwikkeling

van mixers als onderdeel van de heterodyne ontvangers voor submillimeter straling. In het consortium waarvan SRON de leiding heeft, zijn meer dan tien landen vertegenwoordigd en meer dan twintig instituten. Met HIFI is grensverleggende spectroscopie met zeer hoge resolutie mogelijk om moleculaire en atomaire lijnen te bestuderen, gericht op onderzoek van de levenscyclus van interstellair stof en sterren en het ontstaan van vroege melkwegstelsels. Naast het werk voor HIFI, dat op dit moment in de cruciale hardware fase is aangeland, heeft Nederland op initiatief van de onderzoekschool NOVA (Nederlandse Onderzoekschool voor de Astronomie) een rol verworven bij de ontwikkeling en bouw van de Mid-Infrared Camera/Spectrometer op de NGST, een gezamenlijke missie van NASA en ESA, die omstreeks 2010 de Hubble Space Telescope moet gaan opvolgen. NGST zal, in tegenstelling tot Hubble, vooral in het infrarood gaan waarnemen. Ook voor deze inspanning geldt dat de opgebouwde technische en wetenschappelijke deskundigheid Nederland toegang heeft gegeven tot het project. NOVA heeft de leiding over de Nederlandse bijdragen aan het wetenschappelijk instrumentarium. SRON zal zich, op grond van de vele verplichtingen in het lopende programma, vooralsnog beperken tot de rol van adviseur.

XEUS De XEUS missie is een Europees/Japans initiatief voor een vervolg op de ESA cornerstone missie XMM-Newton. XEUS zal een nieuw venster openen op het ‘hete heelal’, terugkijkend naar een periode waarin melkwegstelsels nog niet waren gevormd, waarin moleculen en stof nog nauwelijks bestonden en waarin alleen de grootste massaconcentraties ineen konden storten. Maar dan niet tot sterren, maar tot zwarte gaten. Wellicht behoorden massieve zwarte gaten daarom ook tot de eerste objecten in het vroege heelal. De Röntgenachtergrond in het heelal zou wellicht voor een deel kunnen worden verklaard door straling afkomstig uit de omgeving van deze zware objecten. XMM-Newton is niet in staat om de indivi-

4


Bij de constructie van XEUS 2 op het internationale ruimtestation ISS wordt gebruik gemaakt van de Europese robotarm om de nieuwe spiegels te bevestigen. [ESA]

duele bronnen van Röntgenstraling uit het vroege heelal te identificeren. De technologie in XEUS moet dit wel mogelijk maken, onder meer door de telescoop aanzienlijk te vergroten; uiteindelijk tot een diameter van zo’n tien meter en met meer dan 500 geneste spiegels. Daarbij zal bovendien de beeldscherpte verder worden opgevoerd tot een duizendste van een graad. XEUS komt in een lage baan om gebruik te kunnen maken van het internationale ruimtestation ISS voor de geleidelijke opbouw van de satelliet, die zal bestaan uit een spiegelmodule en een detectormodule, die op een onderlinge afstand van 50 meter in formatie vliegen. In de huidige opzet zal XEUS na vier of vijf jaren na zijn lancering worden vergroot door het toevoegen van nieuwe spiegelmodules, waarbij gebruik wordt gemaakt van de robotarm op ISS. Volgens dit scenario kan XEUS zo’n 25 jaren als Röntgenobservatorium operationeel blijven. SRON heeft de leiding genomen in een consortium dat een voorstel heeft ingediend voor de ontwikkeling van een cryogene spectrometer array (32 x 32 pixels), werk dat reeds in 1990 is gestart. Een dergelijke spectrometer moet ruimtelijke resolutie combineren met hoge spectrale resolutie en efficiency, alsmede hoge telsnelheid. Het detectie-


principe berust op microcalorimeters (zie pagina 7) bestaande uit een stralingabsorber, zwak gekoppeld aan een zogenaamd koud bad en sterk gekoppeld aan een thermometer voor de bepaling van temperatuurverhoging als gevolg van de absorptie van een foton. Als thermometer wordt een supergeleider gebruikt bij zijn overgangstemperatuur (typisch 100 mK). Temperatuurverhoging leidt dan tot weerstandstoename, afname van stroom (bij constante spanning) en gedissipeerd vermogen, waaruit de energie van het foton is af te leiden. Voor uitlezing wordt een SQUID gebruikt. Absorber en thermometer worden vervaardigd met behulp van lithografische methoden.

Formatievliegen Astronomen gebruiken steeds grotere telescopen, voornamelijk om meer licht op te vangen van zwakke bronnen, maar wie steeds kleinere details wil zien in een gezichtsveld van gegeven omvang moet óók steeds grotere spiegels gebruiken. Maar een spiegel hoeft niet uit één geheel te bestaan. Het licht van enkele kleinere spiegels kan bijvoorbeeld via glasvezels naar een detector worden gestuurd. De lengte van zo’n vezel moet dan wel zeer nauwkeurig constant worden gehouden, tot op een fractie van de golflengte van het licht

5

De DARWIN missie ( te lanceren rond 2020) heeft als voornaamste taak om planeten van het aardse type te vinden rond naburige zonachtige sterren en vast te stellen of zij mogelijk leven zouden kunnen herbergen. Er zijn al planeten rond sterren aangetoond, maar die zijn over het algemeen niet ‘aardachtig’. Het probleem dat moet worden overwonnen is het enorme contrast: de ster is tien miljoen maal helderder dan de planeet en ze staan vlak bij elkaar. Op een afstand van 30 lichtjaren is de hoek tussen de zon en de aarde ongeveer 1/20 000 zondiameter. De interferometer werkt in infrarood licht en is in staat om plaatjes (en spectra) van planetenstelsels van naburige sterren te produceren, waarin het licht door middel van destructieve interferentie van de centrale ster is afgetrokken – alsof iemand zijn hand ervoor heeft gehouden, terwijl het licht van een begeleider juist wordt verstekt. Door NEVEC (NOVA-ESO VLTI expertisecentrum aan de Leidse Sterrenwacht), TNO/TPD, de TU Delft en SRON worden in dit verband studies verricht naar deze methode van nulling interferometry.

Het vroege heelal en de relaties tussen astrofysische missies. [ESA]

6

(ongeveer 1/2000 millimeter). Dat gebeurt door middel van ‘optisch schuiven’. Op die manier wordt een veel groter oplossend vermogen gerealiseerd. Dit optisch principe heet interferometrie en wordt onder andere al toegepast in de VLT (Very Large Telescope), die door ESO wordt ontwikkeld op de berg Paranal in Chili. Uiteindelijk zal interferometrie ook in de ruimte worden toegepast, in de missies LISA en DARWIN. Dutch Space (voorheen Fokker Space) heeft samen met TNO-TPD de delay lines voor de VLT interferometer voor ESO ontwikkeld.

Ten behoeve van LISA wordt momenteel hard gewerkt aan de ontwikkeling van detectoren voor gravitatiegolven. Dat zijn kleine variaties in de structuur van onze ruimte, die worden opgewekt wanneer grote massa’s snelle bewegingen uitvoeren. Bijvoorbeeld twee neutronensterren die in een nauwe baan om elkaar heen tollen. Het gaat hier om een geheel nieuw soort golven die al bijna 100 jaren geleden zijn voorspeld, maar nog slechts indirect zijn waargenomen. Detectoren gebaseerd op het principe van de Michelson interferometer zijn op dit moment vrijwel operationeel en we staan daarom aan de vooravond van grote ontdekkingen. De LISA missie is technisch zeer geavanceerd en zou al in 2011 operationeel moeten zijn. Enkele essentiële componenten worden eerst uitgeprobeerd in de SMART-2 missie van ESA (2006). Bijdragen vanuit Nederland (SRON) hebben onder meer betrekking op simulatiestudies om de bewegingen van satelliet met de daarin aanwezige testmassa’s te kunnen bestuderen. Die betreffende kennis en expertise is reeds ontwikkeld in het kader van de deelname aan GOCE, een missie waarbij met behulp van gradiometrie het zwaartekrachtveld van de aarde in kaart zal worden gebracht.


Er zijn dus eigenlijk twee ontwikkelingen die ervoor zorgen dat vliegen in formatie in toekomstige ruimteprojecten zal worden toegepast. Op de eerste plaats worden instrumenten fysiek steeds groter. Daarnaast worden de mogelijkheden van besturingstechnieken steeds verfijnder. Om het gewicht en de stabiliteit in de hand te houden kan er een moment komen dat het voordelig wordt de zaak in twee delen te splitsen en die in de ruimte actief ten opzichte van elkaar te positioneren. Ook voor XEUS is deze

werkwijze voorgesteld, zoals hiervoor al is beschreven. Samengevat kan worden gesteld dat er voldoende perspectief en uitdagingen zijn voor Nederland om op basis van een bewezen track record een toonaangevende rol te kunnen blijven spelen in het mondiale ruimteonderzoek. Bovendien nemen de kansen en uitdagingen toe om dit te doen in een hechte samenwerking tussen wetenschap en industrie.

Detectieprincipe van een microcalorimeter Figuur a: een Röntgenfoton met energie E wordt geabsorbeerd in een absorber met warmtecapaciteit C. De absorber is thermisch gekoppeld aan een koud bad met warmtegeleiding G. Figuur b: absorptie leidt tot temperatuurverhoging ΔT en een terugkeer naar de uitgangsituatie in een afvaltijd τ, evenredig met C/G. Figuur c: door de temperatuurverhoging neemt de weerstand van de Transition Edge Sensor (TES) sterk toe. Figuur d: bij gelijkblijvende spanning neemt de stroom af en levert de integraal V ∫ ΔIdt de gedissipeerde energie E. In de extreme Electro Thermal Feedback (ETF) mode wordt de geabsorbeerde energie in de sensor volledig gecompenseerd door de afname van de verhittingsstroom. Uitlezing gebeurt met behulp van een Super conducting Quantum Interference Device (SQUID).


7

SOHO onthult de geheimen van de zon Dr. Pål Brekke en Dr. Bernhard Fleck ESA Research & Scientific Support Department at NASA

De Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) is een internationaal samenwerkingsproject tussen ESA en NASA met als doel de bestudering van de zon, van diepe kern tot buitenste corona en zonnewind. Het heeft een samenstel van 12 hoogwaardige instrumenten aan boord die ontwikkeld en ontworpen zijn door 12 internationale consortia die 39 instituten uit 15 landen omvatten.

De SOHO satelliet

SOHO kan de structuur van de zon onder het oppervlak bestuderen. [NASA]

De SOHO missie is een belangrijk onderdeel van het International Solar Terrestrial Programme (ISTP) en vormt samen met de Cluster missie, ESA’s Solar Terrestrial Science Programme (STSP). STSP is de eerste cornerstone in het lange termijn wetenschapprogramma Horizons 2000. ESA was verantwoordelijk voor de realisatie, integratie en testen van het ruimtevaarttuig. Het is gebouwd in Europa door een industriële groep geleid door Matra Marconi Space (nu Astrium). De SOHO satelliet meet met uitgeklapte zonnepanelen ongeveer 9,5 m in het vierkant en is 4,3 m hoog. NASA verschafte

de lancering, service en grondstation systemen en is verantwoordelijk voor de operaties tijdens de vlucht. De missie operaties worden uitgevoerd door het NASA Goddard Space Flight Center (GSFC). SOHO is gelanceerd door een Atlas II-AS vanaf Cape Canaveral op 2 december 1995 en is in zijn halobaan geplaatst rond het eerste Lagrange punt (L1) op 14 februari 1996, zes weken voor op schema. Het in bedrijf stellen van het ruimtevaartuig en de wetenschappelijke instrumenten werd in maart 1996 afgerond. De lancering was zo nauwkeurig en de baanmanoeuvres zo efficiënt dat er genoeg brandstof aan boord over bleef om de halobaan nog tientallen jaren vol te houden. Dat is vele malen langer dan oorspronkelijk gepland. Een verlenging van de SOHO missie voor een periode van vijf jaren, tot maart 2003, na de nominale missieduur van twee jaren, werd door ESA’s Science Programme Committee (SPC) toegekend. Een tweede verlenging van weer vier jaren tot maart 2007 werd door het SPC toegekend in 2002. Dit zorgt ervoor dat SOHO een volledige elfjarige zonnecyclus zal kunnen waarnemen. Sinds de lancering van SOHO is er een ongeëvenaarde hoeveelheid informatie over de zon vergaard. Het onderzoek dat is gebaseerd op SOHO waarnemingen heeft het begrip van de zon revolutionair veranderd. Tegelijkertijd heeft SOHO de aandacht van zowel de wetenschappelijke gemeenschap als van het publiek gegrepen, doordat de spectaculaire gegevens en basisresultaten makkelijk toegankelijk zijn. SOHO biedt een unieke manier van waarnemen. Het levert live beelden van de meetgegevens toe aan de werksta-

8


tions van onderzoekers bij het SOHO Experimenters Operations Facility (EOF) van het GSFC. Daar kunnen de onderzoekers, vanaf de PC, direct opdrachten aan de instrumenten doorgeven.

Lost in space Op 25 juni 1998 begon een nachtmerrie − het contact met SOHO was verloren gegaan. Door een opeenvolging van ongelukkige gebeurtenissen had de satelliet zijn oriëntatie in de richting van de zon verloren, hetgeen uiteindelijk leidde tot verlies van vermogen, telemetrie en thermische controle. In een van de meest dramatische reddingoperaties in de geschiedenis van de ruimtevaart lukte het om SOHO weer terug op de zon te richten. Het recovery team bestond uit meer dan 160 mensen van ESA, Matra Marconi Space, NASA en Allied Signal. Op 16 september 1998, na het ontdooien van de bevroren hydrazine in de brandstoftank, pijpen en thrusters, werden alle subsystemen van de satelliet weer aangeschakeld en werd SOHO na negen dagen weer in de normale stand gezet. Op 5 november werkte alles aan boord weer normaal. Het feit dat de satelliet en de 12 instrumenten vrijwel onbeschadigd uit deze beproeving tevoorschijn zijn gekomen, is nogal opmerkelijk. Het is te danken aan een staaltje van vakmanschap en professionele toewijding van de wetenschappers en ingenieurs die SOHO ontworpen en gebouwd hebben. Twee van de drie gyroscopen van SOHO werden echter door het ongeval beschadigd. Toen de derde het op 21 december 1998 eveneens begaf, werd SOHO in een emergency sun reacquisition (ESR) stand gezet. In een race tegen de klok – het vuren van de ESR thrusters consumeerde gemiddeld 7 kg hydrazine per week – ontwikkelden de ingenieurs van ESTEC en Matra Marconi Space de software om zonder gyroscopen te opereren. De ESR standregeling kon nu worden uitgeschakeld. Op 1 februari 1999 werd een eerste gyroloze reaction wheel management and station-keeping manoeuvre uitgevoerd. SOHO opereerde hierdoor als eerste drieassig gestabiliseerde satelliet zonder gyro.


Het binnenste van de zon In de seismologie verkrijgt men informatie over de geologische opbouw van de aarde uit gemeten golfpatronen veroorzaakt door aardbevingen. Op dezelfde wijze kan de zonnefysicus met helioseismologie technieken het binnenste van de zon bestuderen. De trillingen die men op het zonoppervlak kan zien, worden veroorzaakt door geluidsgolven die in het binnenste van de zon heen en weer kaatsen. Deze golven dragen dus informatie mee van de structuur en dynamiek van de regionen waar ze doorheen hebben bewogen.

Schematische tekening die illustreert hoe SWAN actieve gebieden aan de achterzijde van de zon indirect kan detecteren. [NASA]

De instrumenten van SOHO hebben al veel onbekende eigenschappen van het binnenste van de zon onthuld. Onder andere zijn er lagen gevonden waar de gassnelheid plotseling verandert en verborgen straalstromen die rond de polen van de zon cirkelen. SOHO heeft ook de eerste seismische golven waargenomen van een zonnevlam − op het oppervlak laat zo’n vlam golven na die lijken op de waterkringen in een vijver nadat er een steen ingegooid is. Gegevens die zijn verkregen met de Michelson Doppler Imager (MDI) laten zien dat er zonale banden zijn in de noordelijke en zuidelijke halfronden waar stromen met verschillende snelheden (~ 5 m/s) ten opzichte van elkaar bewegen. De zonale banden verschuiven in de tijd, richting de zonevenaar en reiken tot een diepte van minstens 56 000 kilometer.

9

Een spectaculaire Coronal Mass Ejection verlaat de zon op 4 januari 2002. [NASA]

Stromen van gas diep in de zon lijken te kloppen als bloed in aderen, waarbij ze iedere 16 maanden versnellen en vertragen. Deze ontdekking is gebaseerd op gecombineerde waarnemingen van SOHO (met de MDI) en de Global Oscillations Network Group (GONG), een wereldomvattend netwerk van grondstations. De waargenomen variaties in de gasstromen vinden plaats op een diepte van 220 000 kilometer onder het zonoppervlak. Dat is bijna een derde van de straal van de zon. Dit is de plaats waar het zogenaamde dynamogebied zou liggen: de overgang van de borrelende convectieve buitenste schil en het meer ordelijke binnendeel waar de energie in de vorm van straling naar buiten lekt. De nieuwe resultaten tonen aan dat het verschil in gassnelheden boven en onder het dynamogebied binnen een half jaar met 20% kan veranderen. Wanneer de dieper gelegen gaslagen versnellen, vertragen de hoger gelegen lagen en vice versa. De waarnemingen suggereren een hartslag van de zon met één puls per 15-16 maanden nabij de evenaar (misschien wat sneller richting de polen). Dit is een verrassing, want hetzelfde dynamogebied zou ook verantwoordelijk zijn voor de veel langere elfjarige zonnevlekkencyclus. De beschikbaarheid van MDI metingen met een hoge ruimtelijke resolutie heeft een nieuw venster geopend waarmee men binnenin de zon, ja zelfs door de zon heen, kan kijken. Deze nieuwe techniek, zonnetomografie, maakt het onder andere mogelijk om zonnevlekken en actieve gebieden aan de van de aarde afgekeerde zijde van de zon, waar te nemen. Sinds voorjaar 2001 heeft het SOHO/MDI team beelden gemaakt van de

10

achterzijde. Deze werden direct ter beschikking gesteld aan het publiek, inclusief aan voorspellers van ruimteweer. Een oude onbeantwoorde vraag in het zonneonderzoek betreft de stabiliteit van zonnevlekken. Hoe kan het dat deze vlekken een aantal weken kunnen bestaan zonder dat ze uit elkaar getrokken worden? Er waren theoriën opgesteld die naar binnen stromende materie voorspelden waarmee de vlekken gestabiliseerd kunnen worden. Echter, de materie bleek vaak uit de zonnevlekken naar buiten te stromen. Toch is nu met helioseismologie inderdaad aangetoond dat net onder het oppervlak wel degelijk materie naar binnen stroomt die de zonnevlek bijeen kan houden. Een ander SOHO instrument, de Solar Wind Anisotropies (SWAN), is ook in staat om actieve gebieden waar te nemen op de achterkant van de zon. SWAN beelden die gemaakt zijn van de gehele hemel in ultraviolet laten een reusachtige interstellaire wolk waterstof zien die het zonnestelsel omhult. De zonnewind is in wisselwerking met deze wolk. Het SWAN team heeft gevonden dat de waterstofwolk achter de zon sterker oplicht in de nabijheid van actieve gebieden op de zon. Door de rotatie van de zon beweegt de oplichtende plek als een vuurtorenbundel langs de hemel.

Waarneming van kometen Andere instrumenten aan boord van SOHO hebben bewezen te werken als de meest succesvolle kometen spotters in de geschiedenis


van de astronomie. Meer dan 500 kometen zijn ontdekt door SOHO, voornamelijk met het Large Angle Spectrometric Coronagraph (LASCO) instrument. Dit is een set van coronagrafen die het centrale zonlicht blokkeren om licht uit de ruimte rondom de zonneschijf beter te zien. Rondom de felle zon is dan het zwakke schijnsel van de kometen waarneembaar. Tot een paar jaren geleden werden de meeste kometen ontdekt door SOHO wetenschappers, maar doordat de LASCO beelden vrijwel direct op Internet worden geplaatst, worden momenteel de meeste SOHO kometen gevonden door amateur astronomen. LASCO kometen zijn typisch zogenaamde Kreutz zonnescheerders die hun ontmoeting met de zon niet overleven. Ze zijn tamelijk klein, maar zo’n tien meter in diameter, en komen allemaal uit dezelfde richting in de ruimte. Het zijn dan ook fragmenten van één enkele reusachtige komeet die ooit waarschijnlijk 100 km groot was en zelfs tijdens daglicht gemakkelijk vanaf de aarde te zien moet zijn geweest. Grote stukken van deze komeet zijn nog waargenomen door de oude Grieken, meer dan 2000 jaren geleden. Dankzij de bijna real time waarnemingmogelijkheden van SOHO, heeft het Ultraviolet Coronagraph Spectrometer (UVCS) instrument de allereerste beelden vanuit de ruimte gemaakt van een kometenstaart in UV licht. SOHO komeet 104 is ontdekt met LASCO op 9 februari 2000 en meteen de volgende dag waargenomen door UVCS op vier verschillende hoogtes boven de zonnerand. Deze metingen gaven een goede indicatie van de dichtheid van de corona nabij de komeet. SOHO/SWAN nam de komeet Hale-Bopp waar toen deze in 1997 nabij de zon kwam, waarbij hij een gas- en stofstaart ontwikkelde met een lengte van meer dan 100 miljoen kilometer. Op de UV beelden zagen wetenschappers toen een uniek verschijnsel, namelijk een lange uitgerekte schaduw van de staart van meer dan 150 miljoen kilometer. Een dergelijke schaduw ontstaat doordat er steeds meer waterijs van de komeet verdampt als deze in de buurt komt van de zon. Deze waterdamp absorbeert (en verstrooit) het UV licht van de zon. Toen de komeet dichtbij de zon kwam werd in een 10 mil-


joen kilometer groot gebied rond de kern van Hale-Bopp bijna al het UV licht van de zon geabsorbeerd. Daardoor werd een donkere schaduw geworpen op het ‘zachtjes’ in het UV licht van de zon gloeiende waterstof op de achtergrond in het zonnestelsel. Het doel van de ESA Rosetta missie (lancering in 2003) is de komeet Wirtanen. Toen deze periodieke komeet zijn meest recente passage langs de zon maakte, pompte hij 20 000 ton waterdamp per dag het heelal in. Dat is uit metingen met SWAN afgeleid. De komeet Hale-Bopp bereikte een niveau van 200 miljoen ton waterdamp per dag. SWAN zag toen een waterstofwolk aangroeien tot een afmeting van 100 miljoen kilometer − feitelijk het grootste object dat ooit in het zonnestelsel is waargenomen. Met SWAN is ook het uiteenvallen van de komeet LINEAR waargenomen. De totale hoeveelheid waterdamp die door SWAN van 25 mei tot 12 augustus 2000 is gemeten, werd geschat op 3,3 miljoen ton. Slechts 1% hiervan was op 6 augustus nog over toen met behulp van de Hubble ruimtetelescoop het volume afgeleid kon worden van de overgebleven verdampende komeetfragmenten. Deze gegevens samen wezen op een onvoorstelbaar lage dichtheid van de komeet, slechts 15 kg/m3. Gewoon ijs heeft een dichtheid van 917 kg/m3. Voegt men daar dan een ruim genomen evenredige hoeveelheid stof aan toe dan komt men uit op een kometendichtheid van slechts 30 kg/m3. Dat is aanmerkelijk poreuzer dan de voorheen aangenomen dichtheid van kometen van typisch 500 kg/ m3. Dit soort waarnemingen illustreert hoe SOHO niet alleen meer kennis oplevert over de zon, maar ook over het binnendeel van het zonnestelsel en de fysica van kometen.

Het ruimteweer De veranderingen van de fysische eigenschappen (straling, magneetveld, enz.) buiten de dampkring als gevolg van de steeds veranderende zon noemen we het ruimteweer. Meestal heeft dat ruimteweer geen enkele invloed op ons dagelijks leven. Maar soms kunnen nuttige technische installaties nadelig beïnvloed worden wanneer de ruimte rond

11

de aarde verstoord wordt door de variërende straling van de zon. Een voorbeeld is het storen of mogelijk uitvallen van satellietfuncties. Onze maatschappij is blijkbaar gevoeliger geworden voor het ruimteweer dan tijdens het vorige zonnemaximum in 1991. We zijn afhankelijker van satellieten voor de weervoorspelling, communicatie, navigatie, exploratie, opsporing en redding en defensiesystemen. Daardoor zijn de gevolgen van het wegvallen van satellietsystemen veel verstrekkender dan voorheen. Deze trend zet zich hoogstwaarschijnlijk nog versneld voort. Verder is een veilig gebruik van het internationale ruimtestation (ISS) alleen mogelijk wanneer er op tijd gewaarschuwd wordt voor uitbarstingen op de zon. Twee instrumenten aan boord van SOHO hebben bewezen bijzonder waardevol te zijn bij het voortdurend in de gaten houden van zonnestormen die het ruimteweer beïnvloeden. Eén daarvan is de Extreme Ultraviolet Imaging Telescope. Deze telescoop maakt

beelden van de atmosfeer van de zon in vier golflengten, waardoor vlammen en andere stormverschijnselen zichtbaar worden. Het andere instrument, LASCO, is gebouwd om zogenaamde coronale massa uitstotingen (CME’s) te detecteren. CME’s die richting de aarde bewegen veroorzaken zeer heftige ruimteweer effecten. Getoonde figuur laat een van de meest dramatische uitbarstingen die door SOHO zijn waargenomen, zien. Deze uitbarsting schoot vanaf de aarde gezien, uit de zijkant van de zon de ruimte in en had daardoor gelukkig geen effect op het ruimteweer direct rond de aarde. SOHO heeft bewezen te functioneren als belangrijk instrument voor het tijdig signaleren van uitbarstingen op de zon die effect kunnen hebben op de aarde. Voordat SOHO in bedrijf werd gesteld, was de nauwkeurigheid in de voorspellingen van geomagnetische storingen tamelijk laag. De meeste activiteit op de voorzijde van de zon, die grote geomagnetische stormen veroorzaakt, wordt

Magnetische lussen vlak na een zonnevlam. Dit is een TRACE waarneming gemaakt op 9 november 2000. De temperatuur van het plasma in de lussen loopt op tot 1 miljoen graden. [NASA]

12


momenteel juist ingeschat. Het nauwkeurig voorspellen en waarschuwen door NOAA’s Space Environment Center gedurende opeenvolgende uitbarstingen op de zon, zorgt ervoor dat gebruikers als elektriciteitcentrales en satellietoperators op storingen voorbereid zijn. Dit heeft de laatste jaren waarschijnlijk heel wat schade als gevolg van zonuitbarstingen voorkomen.

TRACE De Transition Region and Coronal Explorer (TRACE) is een NASA missie die gebouwd is om de evolutie en voortplanting van kleinschalige magneetvelden en plasmastructuren door de zonatmosfeer te bestuderen. TRACE is in 1998 gelanceerd aan boord van een Pegasus XL raket. De werking en planning van het wetenschapprogramma is nauw gekoppeld aan dat van SOHO. Het instrument aan boord van TRACE bestaat uit een telescoop met een 30 cm hoofdspiegel en filters om in wit licht, UV en drie extreem UV banden waar te nemen. Met een hoge ruimte- en tijdresolutie biedt TRACE de mogelijkheid prachtige beelden en filmpjes van de zon te maken. Gecombineerde waarnemingen met de instrumenten van SOHO hebben geleid tot een grote vooruitgang in het begrip van de complexe natuurkunde van de corona en de processen die plaatsvinden tijdens uitbarstingen op de zon. TRACE heeft ontdekt dat alle structuren in de corona voortdurend veranderen. Temperaturen variëren als reactie op veranderingen in verhitting, waarmee gassen ofwel de corona ingepompt worden ofwel terugvallen naar het oppervlak.

De toekomst De recente ruimtemissies gericht op de zon (Yohkoh, SOHO en TRACE) hebben een nog nooit eerder vertoonde, degelijke kijk op onze daglicht ster opgeleverd. Ze hebben een revolutie teweeggebracht in de zonnefysica. De nieuwe generatie ruimtemissies met onder andere Solar-B, STEREO, SDO en de Solar Orbiter beloven deze revolutie voort te zetten doordat ze de mogelijkheid gaan bieden de fysische processen op hun fundamentele schaal waar te nemen. Er gaan


nieuwe waarnemingshoeken bijkomen, hoge breedtes, de achterkant, wegkijkend van de lijn zon-aarde en close encounters. Solar-B is een ISAS (Japan) missie met deelname van de VS en het VK, waarvan de lancering gepland staat voor augustus 2005. Het is de opvolger van de zeer succesvolle Yohkoh missie en zal drie instrumenten aan boord hebben. In het hart van de satelliet huist een 50 cm telescoop voor het maken van hoge resolutiebeelden van de fotosfeer (waar het zichtbare licht van de zon vandaan komt) en de chromosfeer (dunne laag daaromheen). Voor de bestudering van de meest naar buiten gelegen corona zijn een Röntgentelescoop en een extreem UV spectrometer gepland. Het hoofddoel van Solar-B is gericht op het bestuderen van de opwekking en het transport van magneetvelden en hun rol in de verhitting en structuurvorming in de chromosfeer en de corona. Ook de invloed van de magneetvelden op uitbarstingen en zonnevlammen is een belangrijk onderwerp van studie. Het hoofddoel van NASA’s STEREO missie is het begrijpen van de oorsprong en gevolgen van CME’s. De missie bestaat uit twee identiek uitgeruste satellieten, waarbij er één voor de aarde uit vliegt en de andere achter de aarde aan. De gezamenlijke driedimensionale stereobeelden van CME’s zullen bijdragen aan nieuw inzicht in de structuur van de corona en de complexe structuren rondom CME’s. Lancering is thans gepland voor november 2005. Het Solar Dynamics Observatory (SDO) is de eerste corner stone missie van NASA’s Living With a Star (LWS) programma. Dit programma is een initiatief om het wetenschappelijk begrip te ontwikkelen dat nodig is om op effectieve wijze in te spelen op precies die aspecten van het gekoppelde zon-aarde systeem, waarbij sprake is van een directe invloed op het leven en de maatschappij. Sinds begin 2002 is LWS onderdeel van een groter internationaal LWS (ILWS) programma. De belangrijkste vragen die door SDO verder beantwoord dienen te worden zijn onder meer: Welke mechanismen leiden tot de elfjarige cyclus in de zonneactiviteit, hoe ontstaan en bewegen de magneetvelden in actieve gebieden, waar komen de waar-

13

– Space Solar Telescope, een Chinees project; – Advanced Spectroscopic and Coronagraphic Explorer (ASCE) welke momenteel een gedetailleerde conceptstudie ondergaat in NASA’s MIDEX programma; – Solar Probe, een missie waarbij getracht wordt door de zonnecorona te vliegen op een afstand van slechts vier zonstralen van het oppervlak; – Reconnection and Microscale probe (RAM) voor zeer hoge resolutie opnamen en spectroscopie.

Grote uitbarstingen op de zon waargenomen met TRACE op 19 juli 2000. [NASA]

genomen variaties in de zonnestraling vandaan en is het mogelijk om nauwkeurige en betrouwbare voorspellingen van ruimteweer en klimaat te maken? De lancering van SDO staat gepland voor augustus 2007 voor een missieduur van vijf jaren. SDO zal vliegen in een geostationaire baan die voldoet aan de eis van een hoge wetenschappelijke gegevensstroom (meer dan 100 Mbps) en bijna continue waarnemingen waarbij gebruik wordt gemaakt van één speciaal grondstation. De Solar Orbiter werd in oktober 2000 door ESA’s SPC geselecteerd als een Flexi missie. In mei 2002 is het project opnieuw bevestigd als onderdeel van het nieuwe, lange termijn ESA programma Cosmic Vision. Het belangrijkste doel van deze missie is het bestuderen van de zon van zeer dichtbij, dat wil zeggen in een baan om de zon op 30 miljoen kilometer (0,2 AU). Het oppervlak, en de ruimte daarboven, kan uiteindelijk vanuit co-rotatie met hoge resolutie in beeld gebracht worden. Ook beelden richting de polen tot op 38º zonbreedte kunnen worden gemaakt. De unieke baanpositie van de Solar Orbiter zal bereikt kunnen worden door gebruik te maken van low thrust solar electric propulsion en tussentijdse manoeuvres in het zwaartekrachtveld van de aarde en Venus. De lancering is gepland voor 2012. Andere missies naar de zon worden gepland, of men discussieert er over: – Picard, een Franse microsatelliet voor nauwkeurige meting van de zondiameter en vorm;

14

Het geheel aan projecten dat momenteel operationeel, in ontwikkeling of gepland is, vormt een indrukwekkende en veelbelovende vloot aan ruimtemissies naar de zon. De toepassing van meerdere technieken vanuit meerdere gezichtspunten zal nieuwe onderzoeksgebieden openen. We bewegen steeds meer weg van het ons bekende gezichtspunt, nabij de aarde in het eclipticavlak, hetgeen cruciale nieuwe informatie zal opleveren om lang openstaande vragen te beantwoorden over de aard van onze daglicht ster en haar invloed op de aarde. NASA/GSFC, Greenbelt, MD 20771, USA [email protected] [email protected] Met toestemming vertaald uit het Engels door Dr. J.J. Blom

Voor meer informatie over de SOHO missie, recente hoogtepunten en actuele beelden kan men terecht op de SOHO homepage: http://sohowww.estec.esa.nl/. Fleck, B., et al.: Four Years of SOHO Discoveries – Some Highlights, ESA Bull. 102, p.68- 86 (2000) (http://zeus. nascom.nasa.gov/~bfleck/Preprints/ ESA_Bull102.pdf) Lang, K.R.: The Sun from Space, A&A Library, Springer (2000) Vandenbussche, F.C.: SOHO’s recovery – an unprecedented success story, ESA Bull. 97 (1999) (http://soho.estec.esa.nl/ operations/Recovery/vandenbu.pdf)


Missies naar de maan: een overzicht J. Volp

In dit artikel zullen ruimtevaart missies die betrekking hebben gehad op de maan voor u op een rijtje worden gezet. Aandacht zal worden besteed aan de wetenschappelijke kant van die missies. De belangrijkste conclusie die getrokken moet worden, is dat we nog steeds erg weinig over onze buurplaneet te weten zijn gekomen.

Russische missies Het Russische programma had veel succes, maar het leidde alleen niet tot een overwinning op de Amerikanen om de eerste mens op de maan te landen. De successen op een rijtje: de eerste langsscheervlucht langs de maan, het eerste inslaan op de maan, de eerste foto van de achterkant van de maan, de eerste zachte landing op de maan, de eerste satelliet rond de maan, de eerste analyse van de maanbodem, de eerste, onbemande, missie die stenen van de maan naar de aarde terugbracht, en de eerste, onbemande, maanrovers. De Russen bouwden ervaring op met het fotograferen van het maanoppervlak. Later konden ze op een afstand van zo’n 400 000 kilometer twee robots op het oppervlak van de maan bedienen. Ze slaagden er zelfs in om met drie missies (Luna 16, 20 en 24) maanstenen terug te brengen naar de aarde voor verder onderzoek.

Amerikaanse missies Ranger (1964-1965) In een poging om close-up foto’s van de maan te maken, hebben de Amerikanen een serie van satellieten op de maan afgeschoten die tot vlak voordat ze zouden inslaan foto’s naar de aarde stuurden. Sommige foto’s hebben een resolutie van een halve meter. Ranger 7, 8 en 9 hebben foto’s gemaakt van verschillende terreinen: vlak vulkaanterrein (Mare) vermengd met uitgeworpen stralen materiaal van een nabije kraterinslag, Mare met een complex systeem van bergkammen, en een grote krater in een berggebied.

maar vooral bepalen of het veilig was om met een bemande capsule op de maan te landen. Ze hadden allen een televisie camera aan boord. Surveyor 3 en 7 hadden tevens een robotarm die de grond analyseerde. Surveyor 5, 6 en 7 hadden magneten aan het landingsgestel om een chemische analyse van de bodem uit te voeren. Lunar Orbiter (1966-1967) In 1966 en 1967 zijn er vijf Lunar Orbiter missies gelanceerd die het maanoppervlak systematisch in kaart hebben gebracht. Deze observaties dienden ter voorbereiding van Apollo. Alle vijf missies waren een succes en in totaal werd 99% van de maan gefotografeerd met een resolutie van 60 meter of minder. De eerste drie missies concentreerden zich op twintig mogelijke landingsplekken welke geselecteerd waren vanaf de aarde. Deze missies vlogen niet hoog boven de maanevenaar. De vierde en vijfde missie waren meer wetenschappelijk van aard. Deze vlogen in polaire banen en hadden daardoor veel meer coverage. Lunar Orbiter 4 fotografeerde de hele maan. Lunar Orbiter 5 nam medium (20 meter) en hoge resolutie (2 meter) foto’s van 36 gebieden.

Meerkleurencamera AMIE (150 gr) is een miniatuur camera voor Smart missies. [ESA]

Surveyor (1966-1968) De serie van Surveyor landers moesten ook close-up foto’s van het oppervlak maken,


15

De zes missies die op de maan zijn geland, hebben toch veel wetenschappelijke informatie opgeleverd. Ze brachten in totaal bijna 400 kg aan maanstenen mee terug. Er zijn op het oppervlak een aantal experimenten verricht in het belang van bodemonderzoek, afstandbepaling (hoogte informatie), seismische golven (die informatie geven over de structuur van de binnenkant van de maan), warmtegeleiding (belangrijk om te begrijpen hoe de maan is ontstaan), meteorieten, het magnetisch veld van de maan en de zonnewind die sinds vier en een half miljard jaren op de maan inbeukt. Harrison Schmitt en Apollo 17 NASA had slechts één wetenschapper (geologie) geselecteerd om onderzoek te doen op de maan. Zijn naam is Harrison Schmitt, ook wel Jack genoemd. Hij was oorspronkelijk gepland voor een van de Apollo missies die later door het congres geschrapt werden. Hij is gelukkig toch nog met de allerlaatste missie meegegaan, Apollo 17 dus. De stenen die Jack Schmitt heeft meegenomen, zijn wetenschappelijk gezien de meest interessante gebleken. Zijn vakmanschap is achteraf dus van cruciaal belang geweest voor het wetenschappelijke rendement van het totale Apollo programma. De maan gefotografeerd door de Galileo satelliet op een van haar langsscheervluchten. [NASA]

Apollo Het Apollo programma had als doel om, vóór de Russen daarin zouden slagen, Amerikanen naar de maan en ook weer veilig terug te brengen. Zes van de missies (Apollo 11, 12, 14, 15, 16, en 17) zijn hierin geslaagd en er zijn dus in totaal twaalf Amerikanen geweest die op de maan hebben rondgelopen. In het Apollo programma was wetenschap van ondergeschikt belang. Apollo 7 en 9 waren missies die rond de aarde de commando- en maanmodules hebben getest en hebben geen gegevens over de maan verzameld. Apollo 8 en 10 testten diverse componenten en zijn wel naar de maan gevlogen. Ze brachten foto’s van het maanoppervlak mee terug. Apollo 13, vooral bekend door de gelijknamige film, kon door een explosie niet landen op de maan. Toch zijn er door de bemanning, zelfs in deze benarde situatie, foto’s van de maan genomen.

16

Harrison Schmitt is in juni 2002 op uitnodiging van het maangenootschap LUNEX (Lunar Explorers Society) naar Nederland gekomen. In de Aula van de TU Delft konden de toehoorders zijn unieke ervaring meebeleven aan de hand van prachtige dia’s en interessante verhalen uit de mond van de hoofdrol speler ten tijde zelf. Jack had twee boodschappen voor het publiek: er is Helium-3 op de maan en het Apollo project is alleen mogelijk geworden doordat heel veel, voornamelijk jonge mensen, met passie aan het project meewerkten. Galileo (1990, 1992) Galileo was een satelliet die Jupiter en zijn manen moest bestuderen. Omdat Jupiter 600 miljoen kilometer ver is en Galileo daarvoor nooit genoeg brandstof mee kon nemen, moest een truc uitgehaald worden. Men kan de zwaartekracht van een planeet gebruiken ten gunste van een satelliet om zodoende extra snelheid te ontwikkelen. Galileo scheerde dan ook tweemaal langs de


aarde en de maan op 8 december 1990 en op 7 december 1992 en nam daarbij foto’s. Clementine (1994) De totstandkoming van de Clementine missie is een bijzonder verhaal. In 1989 stelde iemand in een bar in Washington voor om recente technologieën die door het Amerikaanse leger waren ontwikkeld, te gebruiken in een goedkope ruimtemissie. Door de lichte materialen en geavanceerde sensoren langdurig aan een ruimtevaart omgeving bloot te stellen, kunnen deze in de praktijk getest worden. Het verhaal gaat dat de hele missie die avond op een servet ontworpen is. Vervolgens is er een klein team van experts (een soort denktank) aan het ontwerp van de missie gezet, hetgeen een niet alledaagse manier van projectmanagement was voor die tijd. Dit bleek een groot succes, aangezien de missie in een record tijd voor veel minder geld dan normaal tot stand kwam. Clementine werd ook wetenschappelijk een daverend succes doordat het een slimme combinatie van instrumenten bevatte. De gegevens die Clementine alweer bijna tien jaren geleden terugstuurde − meer dan 1,8 miljoen digitale foto’s − zijn erg belangrijk

gebleken voor geologisch onderzoek. Met name de multispectrale camera’s die op verschillende golflengten hoge resolutie opnames maakten, hebben een grote waarde voor de wetenschappelijke wereld. In december 1996 kwam een persbericht vrij dat Clementine (voor het eerst) bewijs zag voor waterijs op de zuidpool van de maan. Het vinden van waterijs is bijzonder belangrijk om twee totaal verschillende redenen. Ten eerste zouden er in het ijs ook organische materialen of misschien zelfs microben aanwezig kunnen zijn. Het vinden van aanwijzingen dat leven zich ook buiten onze aarde zou kunnen ontwikkelen is misschien wel één van de belangrijkste ontdekkingen die we als mens ooit kunnen doen. Ten tweede is ijs belangrijk voor voortstuwing. Waterijs kan namelijk (bijna) direct gebruikt worden als raketbrandstof. Dan wordt een reis naar de maan, en vooral de terugreis naar de aarde, wel een heel stuk makkelijker en komt (bemande) ruimtevaart naar de maan een grote stap dichterbij. Lunar Prospector (1997) Een aantal jaren later wilden de Amerikanen de ontdekking van waterijs graag bevestigen met andere experimenten. Om over een

Onderzoek van de maan. [NASA]


17

lanceren, namelijk meeliften met een grote commerciële communicatiesatelliet. Dit maakt de missie wel weer ingewikkelder, omdat de exacte lanceerdatum niet door Smart-1 bepaald kan worden. De positie van de maan en de zon kan dus ongunstig zijn op het moment van lancering.

Harrison Schmitt. [NASA]

afstand te bewijzen of er ergens water is moet je de deeltjes waaruit water bestaat (waterstof- en zuurstofmoleculen) direct meten. Lunar Prospector had zes instrumenten aan boord: een Gamma spectrometer (voor het detecteren van metalen), een neutronen spectrometer (voor detectie van waterstof), een magnetometer (correlatie met metalen), een elektron reflectiemeter, een alpha deeltjes spectrometer, en een Doppler experiment om het zwaartekrachtveld in kaart te brengen. Al deze instrumenten zijn omnidirectioneel, wat inhoudt dat ze niet ergens op gericht hoeven te worden wat bijvoorbeeld bij een camera vaak wel nodig is. Dit is dus een totaal ander scala aan detectiemethoden vergeleken met Clementine. Ook Lunar Prospector vond een bewijs voor waterijs op de polen van de maan.

Andere missies Smart-1 (2003) Smart-1 is de eerste in een reeks van Small Missions for Advanced Research and Technology. De satelliet is oneerbiedig samengevat een doos met zijden van ongeveer een meter met twee grote zonnepanelen (gebouwd door DutchSpace). Ze is heel licht, slechts 370 kilo, en zou dus zo door vier sterke mannen opgetild kunnen worden. Een Smart missie dient vooral goedkoop te zijn, een vijfde van een normale missie. Omdat de lanceerkosten altijd heel hoog zijn, is gekozen voor een bijzondere manier van

18

Smart-1 maakt gebruik van een bijzondere raketmotor welke op zonne-energie werkt in plaats van op stuwstof. Het belangrijkste van de missie is dan ook het testen of deze nieuwe raketmotor goed werkt. ESA wil dit type raketmotor namelijk later ook gaan gebruiken op de Bepi-Colombo missie naar Venus. De meetinstrumenten zijn zeer modern, elk instrument is een voorbeeld van miniaturisatie en geavanceerdheid. De meerkleuren camera, genaamd AMIE, weegt bijvoorbeeld slechts 150 gram en is niet veel groter dan een fotorolletje. Smart-1 gaat naar de maan. Het is voor Europa voor het eerst dat ze een satelliet richting de maan stuurt en dat maakt de missie heel bijzonder. Vroeger waren het vooral de Amerikanen en de Russen die missies naar de maan lanceerden, nu dragen dus ook Europeanen hun (maan-)steentje bij aan het maanonderzoek. LUNAR-A (2003) Het Japanse Instituut voor Ruimtevaart Wetenschappen (ISAS) ontwikkelt LUNARA. De missie wordt aan het begin van 2003 gelanceerd door een M-V raket. LUNAR-A zal eerst in een lage baan (200-300 km) om de maan gebracht worden alvorens het twee projectielen afschiet die zullen inslaan op het maanoppervlak; één aan de voorkant en één aan de achterkant. Daar zullen ze seismische golven registreren en metingen doen aan de warmtegeleiding. SELENE (2005) SELENE (2000 kg) is eveneens een Japanse maanmissie en zal in 2005 door een H-II A raket gelanceerd worden. Vijf dagen later zal het de maan bereiken en in een polaire cirkelbaan op slechts 100 km hoogte worden gebracht. Er zal een kleine satelliet die de communicatie met de aarde zal onderhouden, worden losgemaakt van het moederschip. Deze kleine satelliet meet door middel van


het Dopplereffect van de transmissie signalen van het moederschip het zwaartekrachtveld van de maan. Het moederschip zal gedurende een jaar de maan in kaart brengen door in totaal 13 instrumenten waaronder hoge resolutie camera’s, radar, laser hoogtemeter, Röntgen spectrometer en gammastralen spectrometer. Daarna splitst ze in tweeën en zal er een gedeelte op de maan landen. Dit landingsvaartuig zal radiosignalen uitzenden waardoor de afstand tot de maan en de precessie van de maan beter gemeten kunnen worden.

Helium-3, het gebruik van de maan als energiebron Helium (He) is na waterstof het meest voorkomende element in het heelal. In de aardse atmosfeer bedraagt de concentratie slechts 0,0005%. Helium komt voor in twee isotopen, 4He (99,999%) en 3He (0,001%). Op aarde is in totaal slechts een paar honderd kilo beschikbaar. Sinds Apollo is bekend dat alleen al de bovenste laag van de maan op zijn minst een miljoen ton 3He bevat. Helium-3 kun je gebruiken als brandstof voor derde generatie kernfusiereactoren. Ondanks de publieke weerstand en angst voor alles wat met kernenergie te maken heeft, zal de fusie van Helium-3 kernen toch een belangrijke oplossing kunnen worden om in de groeiende behoefte aan energie te voorzien. Fossiele brandstoffen raken snel uitgeput en het rendement van wind- en zonne-energie is laag. De maan kan uitkomst bieden doordat er een belangrijke delfstof Helium-3 te winnen is. Het is tevens een ideale brandstof omdat bij het fusieproces geen radioactieve straling vrijkomt. Het gevaar voor een ongeluk als in Chernobyl is dan niet aan de orde. Met één ton Helium-3 kan 10 000 megawatt-jaar aan elektrische energie worden opgewekt. Met 100 ton Helium-3 kan een

jaar lang energie worden opgewekt voor de hele wereldbevolking. Deze hoeveelheid zou in vijf vluchten van de maan kunnen worden gehaald met een ruimteschip ter grootte van de space shuttle. Dezelfde hoeveelheid energie krijg je als je 13 miljard vaten olie verstookt met een straatwaarde van zo’n slordige 300 miljard dollar. Met deze gegevens is te begrijpen dat er serieus gekeken moet worden hoe en wanneer we weer teruggaan naar de maan. [Daarbij moet wel worden aangetekend dat de ontwikkeling van een geschikte kernfusiecentrale nog enige tientallen jaren zal vergen. (Red.)]

Het Maangenootschap LUNEX LUNEX probeert mensen uit te leggen waarom weer teruggaan naar de maan belangrijk is. Naast de bovenstaande argumenten − een energiebron voor de toekomst en het waterijs op leven onderzoeken en te leren gebruiken − is er nog heel veel te leren over en vooral óp de maan. Het aantal robot landingsvaartuigen is beperkt geweest; de wetenschappelijk waarde van deze missies is miniem te noemen (met als uitzondering de drie Russische missies die maanmateriaal hebben teruggebracht). De Apollo experimenten hebben ons wel wat geleerd, maar nu (ruim 30 jaren later) begrijpen we waar we op de maan moeten zijn om meer te weten te komen. Een heel belangrijk aspect dat vaak wordt vergeten is dat een spannend (internationaal) project jonge mensen kan en zal inspireren. In een tijd waarin technische studies elk jaar weer moeten knokken voor hun bestaan en waar tegelijkertijd de maatschappelijke relevantie van technisch geschoolde mensen nog nooit zo hoog is geweest, is een grote investering in de intellectuele ontwikkeling van de jeugd op zijn plaats. Teruggaan naar de maan is zo’n spannend project.

Clementine:http://www.pxi.com/clementine Helium-3: http://www.rehon.nl/Rehon13.01.htm Lunar and Planetary Institute: http://www.lpi.usra.edu/moon.html Lunar Explorers Society (LUNEX): http://www.lunarexplorers.nl NSSDC: http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/lunar/ Smart-1 ESA: http://sci.esa.int/smart-1 Smart-1 SSC: http://www.ssc.se/ssd/smart1.html


19

Kometen, onheilbrengers of bouwstenen van ons zonnestelsel? Ir. J.F.M. van Casteren

Wat zijn kometen, waar komen ze vandaan, hoe zijn ze ontstaan en wat is hun betekenis voor ons? Kometen mogen worden beschouwd als boodschappers, echter niet, zoals men vroeger dacht, van slechte tijdingen zoals de dood van koningen, maar ze kunnen ons de sleutels aandragen voor het begrip over het ontstaan van ons zonnestelsel.

Intrigerend Komeet inslag op de aarde. [Actualities Astrologiques]

20

Eeuwenlang heeft de mensheid al naar de nachtelijke hemel gekeken en gezien dat sommige objecten wel heel plotseling, uit het niets, te voorschijn kunnen komen om zich dan te ontwikkelen tot een heldere bal met een staart. De oude Grieken hadden een beeldende benaming voor deze verschijnselen: aster komete hetgeen zoveel betekent als harige ster. Maar ook in de Chinese cultuur zijn kometen bekend blijkens aantekeningen over een komeet, nu bekend als die van Halley, in het jaar 240 voor Christus. De relatief snelle beweging en het plotsklaps opduiken werd lange tijd niet begrepen en was vaak reden tot uitgesproken reacties, ja zelfs paniek en massahysterie. Kometen kregen de schuld van alles wat toevallig mis was gegaan, zoals de dood van koningen, de ondergang van een keizerrijk of het ontstaan van plagen. Zo zou het verschijnen van de komeet Halley in 1066 de Engelsen het verlies van de slag bij Hastings hebben voorspeld. Het beroemde tapijt van Bayeux dat die slag gedenkt, beeldt de verschijning van Halley af. Nog geen eeuw geleden, in 1910 toen Halley weer voorbij scheerde, ontdekte men met de vroege spectroscopie giftige cyaan gassen rondom Halley’s kern. Perfide charlatans verspreidden het bericht dat de aarde wel eens door de giftige staart zou kunnen vliegen. Zij speelden op angstgevoelens in door verzekeringpolissen en homeopathische medicijnen te verkopen tegen de komeetkoorts. Ook Kuifje is in de ban geweest van een neerstortende komeet in zijn avontuur ‘De geheimzinnige ster’ dat Hergé vlak na de oorlog schreef.

Zelfs in onze moderne wereld met zijn vele kennis zijn er nog elementen van angst met betrekking tot kometen. De media berichten regelmatig over de mogelijkheid van een inslag op aarde en verschillende rampenfilms met komeetinslagen als hoofdthema werden kaskrakers. Toch zijn de rampscenario’s nauwelijks reden voor het moderne komeetonderzoek. Integendeel, de wetenschap is zeer geïnteresseerd in het ontstaan van het zonnestelsel en het leven op aarde. Waarom juist komeetonderzoek?

Geboorte en familierelaties Het ontstaan van het zonnestelsel vindt zijn oorsprong in een reusachtige gaswolk waaruit de zon zich ontwikkelde met daaromheen stof en ijs dat zich verzamelde in een platte schijf. Stof en ijs klonterde samen tot een enorm aantal kleinere objecten ter grootte van een kilometer. Onder invloed van de aantrekkingskracht tussen deze massa’s konden hieruit de planeten ontstaan, maar veel van deze kleine objecten bestaan nog steeds en bevinden zich in drie gordels: de asteroïde gordel tussen Mars en Jupiter, de Kuiper gordel en de Oort wolk. De Kuiper gordel bevindt zich buiten de baan van Neptunus op 30 tot 100 AE [1 astronomische eenheid (AE) is 150 miljoen km, de afstand aarde – zon]. De Oort wolk staat zelfs op een afstand van 50 000 AE (1 lichtjaar). De samenstelling van objecten uit deze drie gordels is verschillend. Vermoedt wordt dat asteroïden een planeet hadden kunnen vormen maar om de een of andere reden zijn ze nooit samengekomen. Ze zijn over het algemeen groter en zwaarder dan


kometen. Inwendige druk heeft dan processen op gang kunnen brengen waarvoor de vluchtige stoffen verbruikt zijn. Blijft over kale rots, zonder stofwolk of coma die door de zon oplicht. Wetenschappers geloven dat de objecten in de Kuiper gordel en de Oort wolk kleine ijzige rotsblokken zijn waarin nog veel vluchtige stoffen in bevroren vorm zijn opgeslagen. De lage zwaartekracht heeft weinig effect en de zon is voor deze nietige hemellichamen slechts een ster en levert op die afstand nauwelijks energie. Overigens is nog geen enkel object uit de Oort wolk direct waargenomen. Jan Oort stelde in 1950 vast dat nog nooit een komeet was waargenomen die uit de interstellaire ruimte zou kunnen komen, dat de meeste kometen met een lange periode aphelia hebben van 50 000 AE en dat kometen geen voorkeursrichting hebben. Hieruit leidde hij af dat kometen hun oorsprong hebben in een gebied aan de buitenrand van ons zonnestelsel, nu bekend als de Oort wolk. Statistische benaderingen geven aan dat er in orde van grootte van 1000 miljard objecten op die enorme afstand rond zwerven. Het onderscheid tussen kometen en asteroiden is enigszins arbitrair, maar het belangrijkste verschil lijkt te zijn dat kometen in hun ijzige basis meer vluchtige stoffen bevatten en dat ze veel excentrischer banen hebben. Het grootste gedeelte van hun leven staan ze buiten de invloed van de zon, waardoor


hun samenstelling nauwelijks is veranderd. Dat maakt kometen, meer dan asteroïden, geschikt voor onderzoek naar de oorsprong van het zonnestelsel. Immers, ze bestaan uit het oermateriaal van de nevels waaruit het gehele zonnestelsel is geëvolueerd.

Komeet Hyakutake was meer dan een miljard jaren verborgen in de Oort Wolk voordat hij in 1996 zichtbaar werd. [H. Mikuz]

Banen In de 4,6 miljard jaren van het bestaan van ons zonnestelsel zou één of meer langs scherende sterren met hun stoorkracht miljoenen brokstukken uit de Oort wolk hebben kunnen losrukken waardoor ze in een sterk excentrische baan rond de zon zijn gaan bewegen. De familie van kometen met lange en zeer lange omloopbaan, met een periode tot 200 jaren en zelfs duizenden jaren zou zo kunnen zijn ontstaan. Analoog zouden de korte periode kometen zijn voortgebracht uit de Kuiper gordel met perioden korter dan 10 jaren met een aphelium ter hoogte van Jupiter en een perihelium ter hoogte van de aarde. Kometen zijn slechts zichtbaar als ze in de buurt van de zon komen, met goede telescopen tot aan de baan van Jupiter. Soms komt het voor dat de aarde door een oude baan van een komeet beweegt waarin stof en gruis door de smeltende kern zijn achtergelaten. Er kan dan een regen van meteoren naar beneden komen. Zo is er ieder jaar in augustus de kruising met de baan van komeet Swift-Tuttle, resulterend in de Perseïden meteoren.

21

Leven op aarde Door hun grote afstand tot de zon zijn kometen, en in mindere mate asteroïden, de meest primitieve lichamen in ons zonnestelsel. Algemeen wordt aangenomen dat ze als het ware een vrieskist zijn waarin alle natuurkundige en chemische processen die voorkwamen ten tijde van de vorming van het zonnestelsel liggen opgeslagen. Komeetmateriaal is de bouwsteen van planeten en sleutel tot meer kennis. Geen enkel ander materiaal brengt ons dichter bij het oorspronkelijke condensaat in de zonnenevel. Gedurende de eerste miljarden jaren van haar bestaan is de aarde aan een waar bombardement van kometen blootgesteld geweest. Sommige wetenschappers zijn ervan overtuigd dat zo de kometen onze waterbron zijn geweest en de oceanen hebben gevormd. Ook is het niet onmogelijk dat complexe organische moleculen als formaldehyde door kometen op de aarde terecht zijn gekomen en de start van een biologische ontwikkeling hebben mogelijk gemaakt. Dat er leven op kometen zelf is, wordt uitgesloten geacht door de lage temperaturen (–50ºC tot –250ºC). Komeetinslagen met snelheden tot 70 km/s kunnen echter ook groot gevaar opleveren. Bewijzen daarvoor zijn er genoeg. Er zijn op aarde ongeveer 120 kraters bekend. De grootst gevonden krater is verborgen in de oerwouden van Yucatan, Mexico en heeft een diameter van 180 km. Ernstige gevolgen voor het leven op aarde door inslagen zijn niet uitgesloten. Klimaatveranderingen met verstoring van de ecologische balans worden serieus genomen, getuige de ontwikkeling van de nog te bevestigen theorie van het uitsterven der dinosaurussen.

Structuur Kometen bestaan uit een kern, de coma en de staart. Komeetkernen zijn klein, bros en onregelmatig gevormd. Gevangen door de zon in hun elliptische banen, komen de kometen periodiek dichter bij de zon en op minder dan een paar AE worden ze meer en meer opgewarmd. De komeet wordt dan actief en helderder naarmate hij de zon nadert.

22

De bevroren gassen dicht aan het oppervlak sublimeren, waardoor ook stofdeeltjes losraken en worden meegenomen op de vlucht weg van de komeet. Het zo gevormde diffuse materiaal rond de kern wordt coma genoemd. Verder raken gasmoleculen in de zonnestraling geïoniseerd. De zonnewind blaast het stof en gas in een richting, uiteraard van de zon weg. Zo ontstaat de bekende komeetstaart die in werkelijkheid dus uit twee componenten bestaat. De staart van stof is het best zichtbaar voor het blote oog door de reflectie van het zonlicht op de stofdeeltjes en strekt zich uit tot een lengte van 10 miljoen km. De plasmastaart van geïoniseerd gas heeft een interactie met de zonnewind over een paar honderd miljoen km.

Het succes van Giotto Dankzij de ESA sonde Giotto is er nu veel over de komeet Halley bekend. Stralen van gas en stof met relatief grote dichtheid ontsnappen met snelheden van wel 900 m/s. Halley heeft een langwerpige kern van 16 km bij 8 km, maar de meeste kometen zijn veel kleiner, ongeveer een kilometer doorsnede of minder. Giotto’s metingen tonen aan dat het gas ontsnapt met een hoeveelheid van 18 000 kg/s, waarvan 80% waterdamp. Dit bevestigt de theorie van Fred Whipple, Amerikaans astrofysicus, die 50 jaren geleden het ‘vuile sneeuwbal’ model voor komeetkernen voorstelde. Halley blijkt een poreus object te zijn met lage dichtheid, opgebouwd uit deeltjes ijs, bevroren gassen en stof. Vele verschillende moleculen worden in de kern gevonden zoals koolmonoxide, kooldioxide, methaan, ammonia en koolwaterstoffen. Meer complexe organische stoffen, mogelijk een polymeer van formaldehyde die voor biologisch leven van belang zijn, worden ook gevonden. De gedetailleerde samenstelling blijft echter nog met raadsels omgeven. Dat Halley zo extreem donker is, kwam als een volslagen verrassing omdat het niet strookt met het algemeen bekende voorkomen van helder bevroren ijs. De kern is echter zo zwart als roet, waarschijnlijk door ingevroren koolstof en reflecteert maar 2 tot 4% zonlicht. Dit is verklaarbaar door de combinatie van de zwarte kleur en een poreus oppervlak, waar in de holtes verreweg de meeste fotonen worden


Komeet

IJzig object in een baan rond de zon, kleiner dan een planeet.

Asteroïde

Ook planetoïde, een rotsachtig object in een baan rond de zon, kleiner dan een planeet, groter dan een meteoroïde.

Meteoroïde

Een klein rotsachtig object in een baan rond de zon, kleiner dan een asteroïde.

Meteoor

Ook vallende ster, een heldere streep in de lucht, veroorzaakt door het in de dampkring binnendringen en verbranden van een meteoroïde.

Meteoriet

Een rotsbrok van buitenaardse origine, gevonden op aarde.

gevangen. Een andere verrassing is dat het kernoppervlak bedekt is met scheuren en dat maar 10 tot 15% van het oppervlak actief is en bijdraagt tot de geweldige emissie van gas.

Komeetjagers Onderzoek leidt soms tot onverwachte resultaten. ESA’s zonneobservatorium SOHO bestudeert nu al weer vijf jaren met bijzondere resultaten het weer op de zon. Men had verwacht dat als bijproduct van deze missie wel eens een paar kometen zouden kunnen worden ontdekt. Maar volkomen onverwacht is SOHO met zijn instrumentarium de grootste kometenontdekker ooit geworden. Regelmatig wordt waargenomen hoe kometen onder invloed van de aantrekkingskracht van de zon verschalkt worden en roemloos ten einde gaan. Deze zomer is door SOHO de vijfhonderdste ontdekt. Echter, deze waarnemingen en die met behulp van telescopen, kunnen nooit tippen aan de potentiële rijkdom aan kennis die te winnen valt met in-situ analyse van kometen. Enkele tussentijdse hoogtepunten waren zonder twijfel de scheervluchten langs Halley van de Vega sonde en vooral van Giotto die er in maart 1986 op slechts 600 km voorbijvloog. De eerste vlucht langs een asteroïde, Gaspra, viel te beurt aan Galileo in 1991 en het was wederom Giotto die in 1992 langs komeet Grigg-Skjellerup vloog. De duur van dergelijke langsvluchten is maar kort en hoewel in korte tijd een schat aan informatie opgeslagen kan worden, moet voor diepgaand onderzoek toch worden gedacht aan andere, zij het meer gecompliceerde missies. De echte komeetjagers zijn dan ook die van de nieuwste generatie. De NASA heeft


in februari 1999 Stardust gelanceerd en dit jaar Contour. Stardust zal in 2004 door de stofwolk rond komeet Wild-2 vliegen en daar stofdeeltjes invangen om ze vervolgens voor onderzoek mee terug naar de aarde de nemen. Contour zou een rondvlucht langs ten minste drie kometen maken, maar is helaas in augustus 2002 aan het einde van een grote baanmanoeuvre ontploft. De meest geraffineerde missie die op dit moment op stapel staat is Rosetta. Voor deze ESA missie zijn de verwachtingen hooggespannen omdat voor het eerst langdurig een komeet van heel dichtbij kan worden onderzocht. Rosetta zal met geringe snelheid op een afstand van enkele kilometers van het oppervlak van komeet Wirtanen scheren en gedurende anderhalf jaar een breed spectrum van wetenschappelijke metingen verrichten. Verder zal voor het eerst een landingsvaartuig een gecontroleerde landing op een komeet maken zodat ter plekke het primitiefste materiaal van het zonnestelsel onderzocht kan worden.

Conclusie Veel van de vragen gesteld in de opening van dit artikel zijn door wetenschappers goeddeels beantwoord, maar er blijven nog genoeg geheimen te ontrafelen. Met name fundamentele vragen als hoe het leven op aarde is ontstaan en wat de rol van kometen daarin is, zijn nog onbeantwoord. Maar ook kunnen gedetailleerde ontwikkelingsmodellen van de zon, de planeten en de kleine duistere hemellichamen pas worden gemaakt als het ontstaan van kometen is begrepen. De ruimtevaart zal aan het oplossen van deze vraagstukken blijvend een onmisbare bijdrage kunnen leveren.

23

In 1997 was de komeet Hale-Bopp veel helderder dan omgevende sterren en kon zodoende worden waargenomen boven Val Parola in de Dolomieten. [A Dimai]

Astroïde Ida blijkt een maan, Dactyl, te hebben die te zien is als een heldere stip aan de rechterkant van de foto die gemaakt is door het ruimtevaartuig Galileo. [NASA]

24


Op vleugels naar de storm Dr. Peter Jenniskens Meteorenregens zijn adembenemend, spectaculair, en uitermate zeldzaam. Voor een goede waarneming moet het helder weer zijn, de zon onder, en de meteoren moeten uit een richting boven de horizon komen. Dat betekent meestal een reis naar een ver land en een gebedje voor helder weer. Toen het duidelijk werd dat het Leoniden-meteoren zou gaan regenen na de terugkeer van het moederlichaam komeet Tempel-Tuttle in 1998, dachten wij: “Dan liever de lucht in”.

Meteorenregens ontstaan wanneer de aarde door het stofspoor van een komeet trekt. Elke keer wanneer komeet Tempel-Tuttle terugkeert naar het zonnige binnengebied van het zonnestelsel waar de aarde vertoeft, spuit de komeet een wolk van 26 miljoen ton stofdeeltjes uit. Die wolk hangt vooreerst rond de komeet als een dichte mist, maar elk stofdeeltje reist vervolgens zijn eigen baan door het zonnestelsel. De zonnewind duwt de deeltjes dieper het heelal in en samen met de snelheden tijdens de uitstoot zorgt dit ervoor dat sommige stofdeeltjes een wijdere baan maken dan de komeet, terwijl andere een kortere baan beschrijven. Als resultaat komen sommige stofdeeltjes later terug dan andere. Na een omloop is de wolk uitgestrekt in een dunne sliert van stofdeeltjes die allemaal met zo’n 42 km/s langs de baan van de aarde schieten tot jaren na de passage van de komeet. Voeg daar een 30 km/s frontaal botsende aarde aan toe en het resultaat is een regen van meteoren aan de hemel wanneer de stofdeeltjes met 72 km/s de dampkring binnenkomen. Net buiten de dampkring cirkelen honderden satellieten zonder noemenswaardige bescherming tegen grotere stofdeeltjes. Normaal zijn zulke snelle of grote stofdeeltjes heel zeldzaam, maar tijdens een storm stijgt de kans op een inslag dramatisch. Toch blijft het tamelijk onwaarschijnlijk dat een satelliet geraakt zal worden. Tijdens de komende sterrenregens vermoeden we dat één satelliet geraakt gaat worden door een stofdeeltje groter dan die verantwoordelijk voor aan de hemel zichtbare meteoren. Groot genoeg om een wolk geladen deeltjes te produceren bij inslag op een zonnepaneel bijvoorbeeld,


wat voor kortsluiting kan zorgen in kritische elektronische circuits. ESA’s Olympus satelliet is vermoedelijk op die manier het slachtoffer geworden van een stofdeeltje van de Perseïden zwerm in 1993. Hoewel de kans op schade klein is, is er toch een zekere bezorgdheid. Best te vergelijken met de eigenaar van een nieuwe Porsche, die toch graag zou willen weten wanneer het spitsuur is. Daarom worden satellietbestuurders geholpen door een oogje op de storm the houden. In recente jaren hebben NASA en ESA samengewerkt om meteoortellingen binnen enkele minuten beschikbaar te stellen via websites en e-mail. Die tellingen werden verricht door een groep visuele waarnemers aan boord van een onderzoeksvliegtuig en vanaf verschillende locaties op de grond. Dit project heet de Leonid Multi-Instrument Aircraft Campaign en omvat een rijk assortiment van experimenten. Doel van Leonid MAC is om onderzoekers de beste kans te geven om de meteorenregens in detail te onderzoeken. Ondersteund door NASA, vond de eerste actie in 1998 plaats, toen een Electra (Orion P3-type) vliegtuig van de Amerikaanse National Science Foundation een lidar naar Okinawa, Japan, bracht en een aangepaste KC-135 van de Amerikaanse luchtmacht met infrarood gevoelige instrumenten voor een tweede platform zorgde voor stereoscopische waarnemingen. Nederlandse amateur waarnemers van de professionele Dutch Meteor Society hadden grondstations opgezet in China om het staartje van de regen te kunnen waarnemen. De zwerm was spectaculair dat jaar, met veel vuurbollen, maar zonder de verwachte storm. Echter, op het verwachte tijdstip werd een korte opleving waargeno-

25

Meteorenstorm [Archief auteur]

men, die later herkend werd als een fragment van het stofspoor dat tijdens de terugkeer van de komeet in 1899 was veroorzaakt. Alleen omdat de aarde het spoor op die plaats eerder had gekruist tijdens de vorige terugkeer in 1965, was het nu voldoende verstoord om een zichtbare opleving te laten zien. Voor het volgende jaar was de verwachting dat de aarde het nauwe stofspoor van 1899 zou gaan raken op een onverstoorde plek. Met nieuwe berekeningen in de hand, kwam Leonid MAC naar Europa in de volle verwachting dat het dit keer raak zou zijn. Via een tussenlanding in Engeland werd een groep van 35 onderzoekers naar Israël gebracht. Op de nacht van het maximum vlogen we van Israël naar de Azoren met een KC135 en een EC18 straaljager zo’n 120 km van elkaar verwijderd in een parallel traject. Hoog boven de wolken zagen we de mooiste regen van ons leven. Voor waarnemers op de grond in Israël en Spanje regende het tot 3700 meteoren per uur, de zogenaamde zenit uurfrequentie die aangeeft hoeveel meteoren te zien zouden zijn voor een typische waarnemer bij heldere hemel wanneer de meteoren recht naar beneden zouden vallen. Vanuit het vliegtuig was het feest nog vier keer zo groot, doordat het hoge perspectief een vrij uitzicht gaf op de horizon. De beelden van de storm werden live uitgezonden via NASA’s TDRSS netwerk en verspreid via internet en TV. De

26

meteoortellingen waren zo nauwkeurig dat al een uur voor de verwachte piek een schatting gemaakt kon worden van de maximale activiteit. In de verte was ook een onweer gaande en tot onze verbazing zagen we regelmatig sprookjes achtige elves en sprites, de bliksemverschijnselen die soms ontstaan tussen de wolken en de meteorenlaag op 90 km hoogte. De eerste verschijnselen ontstonden op het maximum van de storm en een paar uur na afloop van de storm was het afgelopen met zulke opwaartse bliksemflitsen. Het is echter nog steeds de vraag of de meteoren hierbij van invloed waren. In de volgende jaren kwam ons begrip van de link tussen stofsporen en meteoorstormen langzaam in focus. In november 2000 bleef de aarde relatief ver van een drietal sporen, maar elke verwachte passage gaf een duidelijke opleving in meteooractiviteit. Metingen van de zwermactiviteit werden gemaakt vanuit een Cessna vliegtuig in een geslaagde poging om slecht weer in Florida te ontwijken. De tellingen lieten zien dat de sporen niet precies op de voorspelde positie waren te vinden, maar een beetje afweken, afhangend van het jaar van uitstoot, mogelijk als gevolg van de langzame precessie van de spin-as van de komeet, veroorzaakt door het uitstromend gas en stof. Hieruit werd een precessieperiode van zo’n 270 jaren afgeleid. Elke passage van de aarde door een spoor gaf een beter beeld van


de stofverdeling. De komeet blijkt minstens tweemaal en mogelijk twintigmaal meer stof uit te stoten dan ijs. De onzekerheid komt voornamelijk van de thans nog onzekere ijsuitstoot. Na verdamping van het ijs hebben de stofdeeltjes een lage dichtheid van 0,97 g/cm3 en een poreuze structuur met veel open ruimte. De stofdeeltjes worden uitgestoten met een lage snelheid van 9 m/s, een beetje langzamer dan gedacht. De stofverdeling in de sporen blijkt ook veel homogener dan oorspronkelijk gedacht, met maar kleine veranderingen in de gemiddelde helderheid van de meteoren op verschillende plaatsen. Dat wordt nog niet goed begrepen. Een mogelijke verklaring is dat stofdeeltjes uit elkaar vallen in de atmosfeer van de komeet, des te meer wanneer de komeet dichtbij de zon is. Ondertussen nam ook ons begrip van meteoren zelf toe. Elke actie gaf nieuwe informatie die langzaam een verassend beeld te zien gaf. De toenemende ervaring kwam tot vruchtbaarheid in november 2001, toen de aarde door drie stofsporen trok, twee dicht bij elkaar, en voor spectaculaire regens in Amerika (stof van 1767) en Oost-Azië en Australië (stof van 1699 en 1866) zorgden. Miljoenen mensen trokken erop uit en namen de storm diep in de nacht aan een donkere hemel waar. Eén vliegtuig gaf 19 onderzoekers een prachtige blik op de storm boven de Verenigde Staten. De WTC-aanslag kort voor de actie maakte de geplande reis naar Azië en de deelname van internationale waarnemers onmogelijk. Zelfs de auteur kon niet anders dan de zwerm vanaf de grond waarnemen, in gezelschap van andere internationale deelnemers. Gelukkig hadden wij een prachtige hemel, maar bevonden ons slechts twintig kilometer ten noorden van een uitgestrekt wolkencomplex. Vanuit de lucht en vanaf de grond werden uitzonderlijke metingen gedaan. Voor het eerst werden snapshots verkregen met een camera die de meteoor in zijn vlucht bevroor in duizend beeldjes per seconde. Die spectaculaire opnames laten zien dat zelfs een meteoor van een centimeter groot een soort schok te zien geeft en een sferisch gebied van straling die voorafgaat aan de schok. Het is duidelijk dat die schok geen gewone boeggolf is zoals bij terugkerende ruimte capsules. Het stofdeeltje is daar simpelweg te klein voor.


Temperatuurmetingen aan het luchtplasma geven steevast een temperatuur van een milde 4100 °C, en tot onze verassing blijkt dit niet af te hangen van de snelheid of de grootte van het stofdeeltje. Om dat te begrijpen, werden nieuwe modellen ontwikkeld die laten zien dat tijdens de botsing met een luchtmolecuul een kleine wolk van atomen en moleculen loskomt van het stofdeeltje. Snel ontstaat een mist rond het stofdeeltje waarmee vervolgens de meeste luchtmoleculen in botsing komen. Elke botsing vertraagt de moleculen en het resultaat is dat een fel licht komt van een gebied net achter het stofdeeltje zelf. De metaalatomen die loskomen van het stofdeeltje zorgen voor blauw, groen en geel licht, terwijl de luchtmoleculen zorgen voor geel, oranje en rood licht. Het resultaat zijn prachtige kleurveranderingen wanneer de hoeveelheid metaalatomen ten opzichte van het luchtplasma verandert. De nieuwe waarnemingen geven ook voor het eerst een indruk of organisch materiaal in de meteoren wellicht verantwoordelijk was voor de moleculen die het ontstaan van leven op aarde mogelijk maakten. Het is al lang bekend dat water en organisch materiaal uit de ruimte neerdaalden op een droge en levenloze planeet. Echter, in meteoren wordt dat organisch materiaal op een unieke manier chemisch veranderd. Om dat proces te begrijpen zijn waarnemingen van echte meteoren noodzakelijk. We hebben nu ontdekt dat organisch materiaal niet opbreekt in kleine

De auteur achter een van de instrumenten aan boord van FISTA. [Foto David Nugent]

27

brokstukken zoals tijdens gewone verbranding. Er is geen enkele aanwijzing voor straling van het koolstof-stikstof (CN) radicaal. We hebben ook het temperatuurverloop in het meteoorspoor in kaart gebracht; van het heetste punt dat het zichtbare licht geeft, tot de koele fases wanneer de meteoor al lang uit het zicht verdwenen is. We hebben ontdekt dat het gas langer warm blijft dan gedacht. Langzaam is ook wat duidelijkheid over het verschijnsel van nalichtende sporen, dat het mogelijk maakt om telescopen naar het pad van een meteoor te richten tientallen minuten na de meteoor. Het blijkt nu dat het meeste zichtbare licht komt van ijzeroxidemoleculen (FeO) in een katalytische recombinatie van ozonmoleculen en zuurstofatomen. Veel noodzakelijke informatie blijft nog verborgen door de moeilijke omstandigheden van de waarnemingen en de unieke eigenschappen van de meteoren. We kunnen er dus nog niet zeker van zijn dat meteoren een noodzakelijke stap waren in het eerste ontstaan van de elementen in het centrum van sterren, tot de chemie die leidde tot het eerste leven op aarde. Er komt nog een serie stormen, op 19 november aanstaande. De 1767 stofspoor passage is vanuit Nederland te zien en piekt kort voor vier uur UT (vijf uur in de ochtend, net voor schemering). De zenit uurfrequentie kan oplopen tot 4000 per uur. Enig minpunt is een vrijwel volle maan die nacht. Echter, met de maan laag aan de hemel, is het gemakkelijk om in de schaduw van de maan te gaan zitten. Met de maan uit het beeldveld is de hemel mooi en de vele heldere meteoren zullen toch goed te zien moeten zijn. Het verdient aanbeveling om buiten de stad waar te nemen, omdat stofdeeltjes in de atmosfeer het maanlicht verstrooien en de omstandigheden snel een stuk slechter kunnen maken.

Peter Jenniskens is Principal Investigator van NASA’s Leonid MultiInstrument Aircraft Campaign. Hij is in december 1992 afgestudeerd aan de Universiteit van Leiden en werkt sinds 1993 bij het NASA Ames Research Center. Hij is verbonden aan het Center for Life in the Universe van het SETI Instituut in Mountain View, California. Hij is sinds 1981 actief lid van de Dutch Meteor Society. Ook is hij de huidige voorzitter van de Professional-Amateur Working Group van Commission 22 on Interplanetary Dust van de International Astronomical Union. ons leven. De komeet komt terug in 2032, maar is dan zo ver van de baan van de aarde dat er geen meteoren zichtbaar zullen zijn. Pas in 2099 is het weer raak. Andere zwermen zullen wel mogelijke verhogingen te zien geven en met de nieuwe kennis in de hand kunnen we nu die gevallen in de gaten houden. In de verre toekomst zal de Leoniden komeet zich verder van de aardbaan verwijderen en komt een andere komeet in beeld: de komeet Swift-Tuttle verantwoordelijk voor de Perseïdenregens. Als alles zich ontwikkelt als voorspeld, dan zullen onze klein-klein-kleinkinderen meteoorregens in mooi zomerweer kunnen zien. Inmiddels is bekend dat NASA opnieuw een Leonid MAC missie ondersteunt. We gaan dit jaar van Spanje naar de Verenigde Staten vliegen om zo beide stormpieken waar te nemen. Informatie aangaande mogelijke deelname aan de lucht- en grondacties wordt verstrekt via onze website http: //leonid.arc.nasa.gov, waar men ook kan vinden hoe actief de zwerm verwacht wordt te zijn vanuit uw eigen waarneem locatie.

Dat is dan tevens de laatste keer dat we een kans krijgen om de zwerm waar te nemen in

28


Astrometrie vanuit de ruimte met Hipparcos Dr.Hans Schrijver SRON Utrecht

De ESA satelliet Hipparcos had als opdracht de posities en bewegingen van een groot aantal sterren te meten met nog niet eerder vertoonde nauwkeurigheid. Ondanks enkele technische tegenslagen kon aan het einde van het project een stercatalogus afgeleverd worden, die nog beduidend beter was dan voor de missie werd verwacht.

Lancering Op 8 augustus 1989 werd in Kourou door ESA de satelliet Hipparcos gelanceerd, de eerste (en totnogtoe enige) astrometrische satelliet. Hipparcos werd in opdracht van ESA ontworpen en gebouwd door een Europees industrieel consortium onder leiding van Matra Marconi Space en Alenia Spazio om de posities en bewegingen van circa 118 000 geselecteerde sterren te meten met hoge nauwkeurigheid. Nadat de Ariane 4 draagraket de satelliet in de juiste geostationaire transferbaan had afgeleverd, werd het project geconfronteerd met een ernstig technisch probleem. De vastebrandstof motor, die door middel van een versnelling in het apogeum de satelliet in een geostationaire baan moest brengen, weigerde dienst. Na een aantal vergeefse pogingen om de motor alsnog te ontsteken moest worden geaccepteerd dat Hipparcos zich voortaan in een sterk excentrische baan zou bewegen. Wel kon met behulp van de hydrazine die aan boord was voor baancorrecties het perigeum wat verhoogd worden.

zouden overleven, maar dat viel uiteindelijk mee. Na aanpassing aan de nieuwe omstandigheden kon gemiddeld ongeveer 70% van elke baan benut worden voor waarnemingen, in plaats van bijna 100% in de geplande geostationaire baan.

Astrometrie Astrometrie is de tak van sterrenkunde die zich bezighoudt met de precieze bepaling van positie en bewegingen van sterren. Misschien wel de belangrijkste toepassing is de directe bepaling van sterafstanden met behulp van de trigonometrische parallax. Door de baanbeweging van de aarde om de zon lijken relatief dichtbij staande sterren zich in de loop van het jaar iets te verplaatsen ten opzichte van ver weg staande sterren als gevolg van het perspectivisch effect. Het

De sterren van de bekende open sterrenhoop de Plejaden (het Zevengesternte in het sterrenbeeld de Stier) bleken ongeveer 10% dichterbij te staan dan altijd werd gedacht, namelijk op 375 lichtjaren. [Royal Observatory Edinburgh / Anglo-Australian Telescope Board]

De nieuwe baan bracht nogal wat nadelen met zich mee. Belangrijk was dat de satelliet niet langer vanuit één vast grondstation kon worden aangestuurd, iets wat een uitgangspunt was geweest bij het plannen van de operaties met de satelliet. Bovendien kwam Hipparcos nu in iedere omloop door de stralingsgordels van de aarde; binnen deze gordels werden de instrumenten te veel beïnvloed door deeltjesinslagen om nog zinvolle metingen te kunnen doen. De precieze standregeling werd ook danig bemoeilijkt. In eerste instantie werd ook gevreesd dat de zonnecellen het voortdurende deeltjesbombardement niet


29

weer beter kan worden begrepen. Ook de studie van de dynamica van de spiraalarmen van ons melkwegstelsel maakt gebruik van de eigen bewegingen.

Astrometrie vanuit de ruimte

Hipparcos op de testbank bij Aeritalia in Turijn bij de voorbereiding van een schokproef. [ESA]

gaat hierbij om uiterst kleine verplaatsingen; zelfs voor de dichtstbijzijnde ster Proxima Centauri is de verplaatsing kleiner dan een boogseconde. Dit is de enige manier om rechtstreeks afstanden in het heelal te bepalen en alle andere methoden (die tot veel grotere afstanden reiken) zijn uiteindelijk afhankelijk van deze eerste stap. Een precieze afstandsbepaling is belangrijk voor het begrijpen van bouw en evolutie van sterren, maar bijvoorbeeld ook voor het bepalen van de leeftijd van het heelal. Nauwkeurige plaatsbepaling van sterren is ook van groot belang bij het begrijpen van hemelverschijnselen. Vaak zijn van een object aan de hemel waarnemingen beschikbaar in verschillende golflengtegebieden, bijvoorbeeld in radiostraling en in zichtbaar licht. Om deze waarnemingen op de juiste wijze over elkaar te leggen moeten de posities in beide metingen bekend zijn in een gemeenschappelijk coördinatenstelsel. Zo kan bijvoorbeeld worden vastgesteld of radiostraling afkomstig is van de kern of van de schil van een supernova explosie. Naast de eerder genoemde schijnbare parallaxbeweging hebben sterren ook nog een zogenaamde eigen beweging, een echte beweging met een vaste snelheid in een bepaalde richting. Studie van deze beweging kan allerlei interessante informatie opleveren. Er kan mee bepaald worden of sterren behoren tot een bepaalde sterrenhoop. Als de leeftijd van een ster bekend is kan worden teruggerekend naar de plaats waar de ster is geboren, waardoor de levensloop van de ster

30

Astrometrische waarnemingen worden al sinds de oudheid vanaf de grond verricht. Er zijn echter belangrijke voordelen verbonden aan het doen van astrometrische metingen vanaf een satellietplatform. Het grootste voordeel is de mogelijkheid de gehele hemel te observeren met één en hetzelfde instrument, iets dat aan de grond niet mogelijk is omdat een sterrenwacht altijd maar een deel van de hemel kan zien. Bovendien kan een satellietinstrument een veel groter deel van de hemel tegelijk overzien dan een kijker op de grond, hetgeen een groot voordeel is bij parallaxmetingen. Maar de afwezigheid van straalbreking door de atmosfeer, de afwezigheid van zwaartekrachteffecten en de mogelijkheid van een goede temperatuurstabiliteit tellen ook. Hipparcos had als doel positie en bewegingen van 118 000 geselecteerde sterren te bepalen met een nauwkeurigheid van 0,002 boogseconde. Om de gedachten te bepalen, 0,001 boogseconde komt overeen met de grootte van een mens op de maan gezien vanaf de aarde. De naam van de satelliet verwijst naar de beroemde Griekse astronoom Hipparchus van Nicea (ongeveer 190 – 120 BC), die onder andere als eerste een betrouwbare stercatalogus maakte. Maar de naam is ook een afkorting voor high precision parallax collecting satellite’.

Werking van het instrument De elementaire meting van Hipparcos bestond uit het bepalen van hoekafstanden tussen sterren, liefst tussen sterren die geruime afstand van elkaar aan de hemel staan. Dit laatste heeft niet alleen voordelen voor de parallaxmeting, maar maakt het ook mogelijk in een paar meetstappen een volledige cirkel aan de hemel te bestrijken. Dit werd mogelijk gemaakt door een speciale constructie van de Hipparcos telescoop.


Door middel van een beam combiner werden hierin twee velden aan de hemel, die ongeveer 58° van elkaar verwijderd waren, over elkaar heen geprojecteerd in het brandvlak van de telescoop. Hierdoor werd een grote hoek gereduceerd tot een kleine hoek in het brandvlak. De telescoop is verder een klassieke Schmidt reflector waarbij de gebruikelijke glasplaat die de sferische aberratie moet corrigeren is vervangen door een a-sferisch oppervak op de beam combiner, die hiermee dus twee functies combineert. De satelliet draaide langzaam, in 128 minuten, om zijn as waardoor sterren op een grote cirkel aan de hemel beurtelings het gezichtsveld van de telescoop (0,9° * 0,9°) binnenkwamen en verlieten. Hierbij kwam iedere ster per rotatie dus tweemaal door het brandvlak, namelijk eenmaal in elk van beide velden. In het brandvlak was een rooster van doorzichtige en ondoorzichtige lijnen (loodrecht op de bewegingsrichting van de sterren) gemonteerd waardoor het sterlicht werd gemoduleerd. Uit de fase van dit signaal kon de positie van de ster worden bepaald. De afstand tussen twee lijnen was 1,2 boogseconde. Natuurlijk moest dan wel bekend zijn bij welke roosterlijnen de sterren zich precies bevonden, met andere woorden, de posities van de sterren moesten met een nauwkeurigheid van beter dan een boogseconde bekend zijn. Om die reden is Hipparcos wel eens vergeleken met een uiterst nauwkeurig horloge met alleen een secondewijzer waarbij voor de uren en minuten de torenklok geraadpleegd moet worden. Om aan de eis van de positienauwkeurigheid te voldoen werd voor de lancering een invoercatalogus opgesteld waarvoor de best beschikbare informatie was verzameld uit andere catalogi en vaak ook speciaal verrichte metingen.

De combinatie van twee gezichtsvelden in het brandvlak stelt uiteraard hoge eisen aan de stabiliteit van de hoek ertussen, die wordt bepaald door de hoek tussen de twee delen van de beam combiner. Voor betrouwbare metingen moest deze hoek stabiel zijn tot op 0,0001 boogseconde gedurende 24 uren. Dit kon worden gerealiseerd door een goede keuze van het materiaal, een juiste manier van verbinden van de twee helften en een zeer goede temperatuurbeheersing (binnen 0.05°C). Doordat de sterren werden gemeten langs grote cirkels aan de hemel, kon deze hoek wel heel nauwkeurig worden gekalibreerd tijdens de vlucht. De kalibraties wezen uit dat de vereiste stabiliteit ruimschoots werd gehaald. Ook bij een, zeer incidentele, storing van het temperatuurbeheersingsysteem kon een goede indruk worden gekregen van het stabiele gedrag van dit essentiële stuk optiek.

Detectie van de stersignalen vond plaats met een image dissector tube, een ‘fotomultiplicatorbuis’ waarbij met behulp van magnetische spoelen een klein gedeelte van de fotokathode kan worden geselecteerd, zodat licht van iedere ster in het gezichtsveld afzonderlijk gemeten kon worden. Gedurende de bouwfase van Hipparcos waren CCDs al wel beschikbaar, maar er was nog twijfel over de geschiktheid onder ruimteomstandigheden. Een nadeel was dat niet alle sterren in het

Ten behoeve van de bepaling van de stand van de satelliet in real time waren er nog enkele extra lijnpatronen aangebracht in het brandvlak, de zogenaamde star mappers, waarvan de signalen werden gedetecteerd met aparte fotomultiplicatorbuizen. Tijdens de bouw van het instrument werd gerealiseerd dat alle sterren, dus ook de niet-programmasterren, hier astrometrische en fotometrische informatie achter zouden laten die gebruikt kon worden voor een grotere catalogus (enkele miljoenen


gezichtsveld tegelijkertijd konden worden waargenomen en dit was dan ook de belangrijkste reden dat een geselecteerde lijst van sterren moest worden gebruikt.

De trigonometrische (jaarlijkse) parallax. Als gevolg van de beweging van de aarde rond de zon lijken dichtbij staande sterren zich te verplaatsen ten opzichte van verder weg staande sterren. [ESA]

31

sterren), zij het met lagere nauwkeurigheid. Dit programma werd Tycho genoemd naar de 16e-eeuwse astronoom Tycho Brahe. Het belang van de fotometrische metingen kon nog worden versterkt door te meten in twee golflengtegebieden, blauw en zichtbaar.

Operaties Routinemetingen met Hipparcos begonnen in december 1989, nadat voor de verschillende operationele problemen, verbonden met de niet-beoogde baan, oplossingen waren gevonden. Het lastigste probleem hierbij was het terugvinden van de stand van de satelliet na de passage door het perigeum waarbij geen contact met de satelliet mogelijk was. In de geostationaire baan had de stand met behulp van de programmasterren continu geregeld kunnen worden.

Schema van de Hipparcos telescoop. De beam combiner zorgt ervoor dat twee gezichtsvelden (58° van elkaar verwijderd) over elkaar in het brandvlak worden geprojecteerd. De telescoop is van het Schmidt reflector type met een sferische spiegel. De vlakke spiegel dient om het ontwerp compact te maken. In het brandvlak is het rooster (modulating grid) zichtbaar. [ESA]

De metingen konden worden voortgezet tot maart 1993. De enige belangrijke incidenten waren het successievelijk uitvallen van de gyroscopen. Er waren er vijf aan boord en op zijn minst drie waren nodig voor de standregeling. Na het uitvallen van de derde gyroscoop werd nieuwe standregelsoftware geïnstalleerd, gebaseerd op metingen met twee gyroscopen. Na het uitvallen van de vierde gyroscoop in maart 1993 werd een ‘nul gyro systeem’ ontwikkeld, dat in juni 1993 beschikbaar kwam. Helaas had toen net de on-board computer de geest gegeven, waarschijnlijk als gevolg van de veelvuldige

passages door de aardse stralingsgordels. Dit betekende het officiële einde van de missie. Rekening houdend met enkele onderbrekingen is netto 37 maanden waargenomen met een efficiëntie van ongeveer 70%. Dit kan worden vergeleken met de verwachte nominale 30 maanden met 95% efficiëntie.

Gegevensverwerking Zoals hierboven al is beschreven, was de elementaire meting van Hipparcos de bepaling van hoeken tussen sterrenparen. Om tot een catalogus van posities, parallaxen en eigen bewegingen te komen moesten alle hoekmetingen die gedurende de gehele meetperiode werden verzameld, worden gecombineerd tot een geheel, waarbij voor ieder van de sterren vijf parameters bepaald worden die positie en beweging karakteriseren. Wiskundig gezien komt dat neer op het oplossen van miljoenen vergelijkingen met ongeveer een half miljoen onbekenden. De vergelijkingen kunnen worden opgesteld met behulp van klassieke boldriehoekmeetkunde. Maar in verband met de benodigde precisie moeten er wel allerlei subtiele effecten in rekening worden gebracht zoals het feit dat sterren iets verplaatst lijken te zijn in de richting van de beweging van aarde, satelliet (aberratie) en de afbuiging van het licht onder invloed van het zwaartekrachtveld van de zon. Aan de hand van het laatste effect kon Hipparcos trouwens ook weer eens met hoge precisie bevestigen dat de relativiteitstheorie van Einstein klopt. Om de betrouwbaarheid en geloofwaardigheid van de uitkomsten van een dergelijke complexe gegevensverwerking te waarborgen, had ESA al in een vroeg stadium besloten om ernaar te streven dat twee onafhankelijke groepen onderzoekers hieraan zouden gaan werken. Inderdaad zijn er twee consortia gevormd die deze taak op zich genomen hebben. Doordat het mogelijk was om detailresultaten in allerlei stadia van de gegevensverwerking met elkaar te vergelijken zijn er heel wat kleinere en grotere onnauwkeurigheden aan het licht gekomen,

32


waardoor het uiteindelijke resultaat sterk verbeterd is. Aan het einde van de rit zijn de resultaten van beide consortia via een uitgekiende statistische procedure samengevoegd. Het interessante is dat het samengevoegde product aantoonbaar beter is dan de samenstellende delen. Hoewel beide consortia zich uiteraard baseerden op dezelfde metingen, gebruikten ze verschillende modelbenaderingen, die tot kleine verschillen leidden. In het combinatieproces werden die deels weer aangepast. Een en ander is misschien goed te vergelijken met een beeld dat twee ogen zien: hoewel ze in principe hetzelfde waarnemen heeft het gecombineerde beeld toch een meerwaarde.

Resultaten In augustus 1996, precies zeven jaren na de lancering, was de Hipparcos catalogus gereed. De behaalde nauwkeurigheid was nog beduidend beter dan vóór de missie werd verwacht. Voor veel sterren hadden de resultaten een geschatte fout beneden de 0,001 boogseconde. Na een periode van enkele maanden waarin alleen groepen verbonden met het Hipparcos team toegang hadden tot de resultaten, werd in 1997 de catalogus door ESA gepubliceerd in boekvorm en op CD-ROM. De catalogus is tevens on-line beschikbaar http://astro.estec.esa.nl/Hipparcos/. Naast de astrometrische gegevens van de 118 000 programmasterren, zijn ook de minder nauwkeurige resultaten (maar wel voor een miljoen sterren) van het Tycho programma opgenomen. Een belangrijke extra bron van informatie wordt gevormd door de fotometrische gegevens. De basismeting van Hipparcos levert namelijk niet alleen een positie op voor de gemeten ster, maar ook de (schijnbare) helderheid. Omdat gedurende de levensduur van Hipparcos alle sterren zo’n honderd maal worden gemeten, wordt voor elke ster een lichtkromme verkregen. Van een groot aantal (8000) sterren werd de veranderlijkheid in helderheid voor het eerst vastgesteld. Ook hier levert het Tycho project weer extra informatie in de vorm van de helderheid en de kleur van alle sterren die in het brandvlak zichtbaar waren (ruim een miljoen stuks).


Dubbelsterren zorgen voor een extra complicatie in de gegevenswerking omdat het gemeten signaal afwijkt van dat voor een enkelvoudige ster. Interpretatie van die afwijkende signalen leidt echter wel tot informatie over de dubbelstersystemen. De catalogus bevat dan ook een dik aanhangsel met resultaten voor dubbelsterren en meervoudige stersystemen. 3000 hiervan zijn nieuw ontdekt.

In het brandvlak van de telescoop lopen de sterrenbeeldjes over een rooster. De fase van het gemoduleerde signaal levert een positiebepaling op in één richting. Tevens zijn de spleten zichtbaar van de star mapper die wordt gebruikt voor de standbepaling en in het Tycho project. [ESA]

Van de vele nieuwe astrofysische resultaten kunnen er in het kader van dit artikel slechts enkele aangestipt worden. Nog steeds worden de catalogi veelvuldig geraadpleegd door de sterrenkundigen. Een belangrijk eerste resultaat van de missie was een directe, nauwkeurige bepaling ven het zogenaamde Hertzsprung-Russell diagram. In een dergelijk diagram worden absolute helderheid en kleur van een groot aantal sterren tegen elkaar uitgezet. De sterren blijken zich op slechts enkele lijnen in dit diagram te concentreren. Sinds ongeveer honderd jaren is dit diagram uitgangspunt voor het begrijpen van de fysica en de evolutie van sterren. Voor het eerst kon nu voor sterren in onze nabijheid de absolute helderheid (via de directe afstandsmetingen) en dus de plaats in het diagram goed bepaald worden. Totnogtoe was dit voornamelijk voor de zwakkere, zeer dichtbijstaande sterren mogelijk. Een ander belangrijk resultaat was een nauwkeurige bepaling van de afstand van de Hyaden, een open sterrenhoop in de Stier. Deze betrekkelijk dichtbij staande sterrenhoop is altijd een belangrijke schakel geweest in de keten van afstandsbepalingen in het heelal.

33

Maar totnogtoe stond de sterrenhoop te ver weg voor een rechtstreekse afstandsbepaling via de parallax. Hipparcos kon de afstand rechtstreeks meten, met een nauwkeurigheid van ongeveer een lichtjaar, een verbetering in de precisie met een factor vijf. Overigens was het bij de bepaling van deze afstand van groot belang tevens te bepalen welke sterren tot de Hyaden behoren, waarvoor de eigen bewegingen gemeten door Hipparcos gebruikt konden worden. Een verrassing was dat de bekende sterrenhoop de Plejaden (het Zevengesternte in de Stier) ongeveer 10% dichter bij de zon staat dan tot nu toe werd aangenomen. Dat impliceert dat de sterren 20% minder helder zijn dan gedacht Dit levert nog al wat problemen op bij het begrijpen van de bouw van die sterren − men had de eerdere afstand juist afgeleid uit het begrip dat men meende te hebben over de fysica van die sterren. Vermoedelijk is een afwijkende samenstelling van de sterren in de Plejaden hier debet aan. Een belangrijk hulpmiddel bij het bepalen van afstanden in het heelal zijn veranderlijke sterren van het Cepheïden type. Bij deze sterren is er een vast verband tussen hun periode en hun absolute helderheid zodat uit meting van hun periode en hun schijnbare helderheid, hun afstand berekend kan worden. Hipparcos had een aantal van die Cepheïden op het programma staan, zodat hun periodehelderheid relatie nog eens geijkt kon worden. Eerste resultaten lijken er op te wijzen dat de afstanden in het heelal wat groter zijn en een consequentie daarvan is dat het heelal ook wat ouder is dan gedacht. Tot slot is het aardig te vermelden dat de Tycho catalogus van één miljoen sterren als basis is gebruikt voor de productie van een sterrenatlas genaamd Millennium Star Atlas.

Blik in de toekomst Al tijdens de operationele fase van Hipparcos werd er nagedacht over een mogelijke opvolger. Men realiseerde zich dat CCDs steeds betere detectiemogelijkheden zouden

34

gaan bieden. Ook op het gebied van de optica waren er mogelijkheden om de nauwkeurigheid te verbeteren. Na de nodige studies werd aan ESA voorgesteld om de GAIA satelliet te bouwen. ESA heeft dit voorstel in oktober 2000 geaccepteerd en opgenomen in het cornerstone programma. De planning is GAIA niet later dan 2012 te lanceren, mogelijk al in 2010. Met GAIA zal, in vergelijking met Hipparcos, een enorme sprong voorwaarts worden gemaakt in nauwkeurigheid én in aantallen gemeten sterren. In principe worden alle sterren met een schijnbare helderheid groter dan magnitude 20 gemeten, een aantal van 1 miljard. Voor een ster van magnitude 15 wordt de nauwkeurigheid in de plaatsbepaling tienmiljoenste boogseconde (honderd maal beter dan Hipparcos) en voor een ster van magnitude 10 (waarvoor Hipparcos een duizendste boogseconde haalde) viermiljoenste boogseconde. Naast een duizelingwekkende hoeveelheid nauwkeurige plaats-, afstanden snelheidbepalingen, zal GAIA naar verwachting enkele tienduizenden planeten bij andere sterren ontdekken. In ons eigen zonnestelsel kan GAIA enkele honderdduizenden onbekende objecten vinden − er zijn er nu zo’n 20 000 bekend. In ver weg staande melkwegstelsels, tot een miljard lichtjaren, kan GAIA enkele tientallen supernova’s per dag ontdekken. Dit zijn nog maar enkele van de vele nieuwe mogelijkheden die GAIA gaat bieden. Een overzicht is te vinden op http: //astro.estec.esa.nl/GAIA/. GAIA zal worden geplaatst in het zogenaamde Lagrangepunt L2 op 1,5 miljoen km van de aarde. Andere geplande astrometrie missies zijn de Duitse DIVA, die tussen 2004 en 2006 veertig miljoen sterren gaat meten met een nauwkeurigheid van 0,0002 boogseconde; de Amerikaanse FAME, die onlangs door NASA in de ijskast is gezet; en de Amerikaanse SIM, gebaseerd op interferometrie, met een precisie vergelijkbaar met die van GAIA. SIM richt zich echter, in tegenstelling tot het survey instrument GAIA, op geselecteerde objecten aan de hemel.


Deze nevel (M2-9) is genoemd ‘Vleugels van een vlinder’. De nevel ontstaat doordat de buitenste laag gassen wordt afgestoten en een normale ster een witte dwerg wordt. De afgestoten gassen vormen een z.g. planetaire nevel die gedurende duizenden jaren langzaam verdwijnt. [B. Balick/NASA]

Deze melkweg (M31) wordt de Andromeda Melkweg genoemd en is voor de aarde het dichtsbijzijnde (2 miljoen lichtjaren) melkwegstelsel. Het diffuse licht van Andromeda wordt veroorzaakt door honderden miljarden sterren. Veel is er van dit melkwegstelsel nog onbekend, inclusief waarom het centrum twee kernen bevat. [J. Ware]


35

Mars Express – Europa bezoekt Mars Dr. N.M. Hoekzema Mission scientist Mars Express team

Tijdens de oppositie van augustus 2003 is de afstand tussen Mars en de aarde minder dan 56 miljoen kilometer, de kleinste afstand sinds 17 jaren. Deze oppositie is daarom uitzonderlijk gunstig voor het zenden van ruimtesondes. De Verenigde Staten, Europa en Japan zullen van deze gelegenheid gebruik maken om missies naar de Rode Planeet te sturen.

Lanceerconfiguratie van MEX op de FREGAT rakettrap. [ESA]

De VS stuurt de twee Athena rovers, wagentjes die meerdere kilometers over het Martiaanse oppervlak moeten gaan rijden. De Japanse sonde Nozomi, die al enkele jaren onderweg is, zal begin 2004 in een baan rond Mars gebracht worden. Europa lanceert in juni 2003 de Mars Express (MEX) die omstreeks kerstmis van dat jaar moet arriveren.

Mars Express MEX is een ruimtevaartuig (orbiter) die in een baan om de Rode Planeet moet gaan draaien, maar hij geeft ook een lift aan een klein landingsvaartuig (lander), genaamd Beagle II. Vijf dagen voordat MEX bij Mars aankomt, zal de Beagle II worden afgestoten en deze zal vervolgens met parachutes en luchtkussens landen in Isidis Planita. De orbiter zal ondertussen in een bijna polaire baan worden gebracht (86° inclinatie). De geplande baan heeft een periode van 7,5 uur, met een pericentrum van 258 kilometer boven het oppervlak en een apocentrum van 11 559 kilometer. Na 440 dagen zal het apocentrum worden verlaagd tot 10 107 kilometer. De missie moet minstens 687 dagen (een Marsjaar) duren, maar men hoopt op het dubbele. Met MEX hoopt men Mars topografisch, mineralogisch en met radar volledig in kaart te brengen. Boven de dagzijde zal de planeet worden bestudeerd met spectrale camera’s, boven de nachtzijde met het radarinstrument MARSIS. De orbiter werkt goeddeels autonoom, wat betekent dat hij niet steeds in contact zal staan met de aarde. Waarnemingen worden eerst aan boord opgeslagen en pas later op geregelde tijden overgeseind naar grondstations op aarde. Een nieuw concept Mars Express is de eerste satelliet van de Europese ruimtevaartorganisatie ESA die volgens een nieuw concept wordt gemaakt. De sonde wordt in recordtempo ontwikkeld, gebouwd en gelanceerd tegen veel lagere kosten dan vroegere vergelijkbare

36


missies − het totale budget van de missie is 150 miljoen Euro. Dit is onder meer mogelijk omdat de MEX goeddeels wordt gebouwd uit componenten die zijn overgebleven uit de MARS-96 en ROSETTA missies en die dus niet speciaal voor deze missie ontwikkeld behoeven te worden. Een andere belangrijke reden is dat hij gelanceerd zal worden door een Russische Soyuz Fregat draagraket. Dit lanceersysteem is niet alleen goedkoop, maar ook betrouwbaar. De lancering met Soyuz Fregat De Soyuz draagraket werd voor het eerst in 1963 gelanceerd. Sindsdien vonden er meer dan 1500 lanceringen mee plaats. Met een slagingspercentage van 98% is deze drietrapsraket een van de betrouwbaarste draagraketten in de wereld. De Mars Express zal worden gelanceerd met een Soyuz die is voorzien van een vierde trap, de Fregat. Deze trap gebruikt UDMH (asymmetrisch di-methyl hydrazine) als brandstof en distikstoftetraoxide als oxidator. De motor levert een uitstroomsnelheid van 3,28 km/s bij een stuwkracht van bijna 20 kN. De Fregat zal twee keer worden gevuurd. Eerst om in een parkeerbaan rond de aarde te komen en een paar uur later om vanuit de parkeerbaan de reis naar Mars te beginnen. Fregat vloog voor het eerst in 2000 en werd onder andere gebruikt om de Cluster II missie te lanceren. Hoewel de trap nog maar een paar keer eerder werd gelanceerd, is hij goeddeels uit beproefde onderdelen ontwikkeld. Onderweg naar Mars Na de lancering en het afstoten van de Fregat zal de MEX zich met behulp van zijn zonnesensor op de zon richten, de zonnepanelen ontvouwen en de boordcomputer gaat vervolgens na hoe alles de lancering heeft doorstaan. De eerste communicatie met de aarde gaat via de LGA (Low Gain Antenna) die in alle richtingen uitzendt, maar als MEX zich verder van de aarde heeft verwijderd, moet de schotelvormige HGA (High Gain Antenna) worden gebruikt. Omdat deze antenne een gerichte bundel uitzendt, is dan een nauwkeurige standcontrole van het ruimteschip essentieel, om het signaal op de zich verwijderende aarde gericht te kunnen houden.


Tijdens de vlucht naar Mars zijn vooral nauwkeurige bepalingen van positie en snelheid erg belangrijk. De onnauwkeurigheid in positie mag tijdens de aankomst bij Mars hooguit enkele kilometers zijn omdat de Beagle II anders niet op de juiste plaats kan landen. Bovendien zou het dan wel eens veel brandstof kunnen kosten om de orbiter in zijn geplande baan te brengen. Des te zuiniger er met de brandstof wordt omgesprongen, des te langer kan de missie duren. Voor de positie bepalingen zijn vooral Dopplermetingen vanuit de grondstations in Perth (Australië) en Kourou (Guyana) van belang. Wanneer de positie nauwkeurig genoeg is vastgesteld brengen de stuurraketjes de sonde op zijn uiteindelijke koers. Gedurende de eerste maand van de reis zal zorgvuldig worden nagegaan hoe alle instrumenten de lancering hebben doorstaan, daarna worden ze in winterslaap gebracht tot na de aankomst bij Mars. Nu volgt een rustige tijd waarin de grondstations, als alles goed gaat, niet meer dan eens per dag contact met de MEX zullen maken, alleen halverwege wordt dan de rust even verstoord voor een koerscorrectie. Een maand voor aankomst beginnen de voorbereidingen voor het afstoten van de Beagle II. MEX gebruikt opnieuw zijn stuurraketjes om de lander nog nauwkeuriger op koers naar zijn landingsgebied te brengen. Een dag of vijf voordat de orbiter in een baan gebracht zal worden, wordt de lander met veren van de orbiter afgestoten. Direct hierna vuurt MEX zijn hoofdmotor om te voorkomen dat hij zelf op Mars terecht zal komen. De baan rond Mars MEX wordt om te beginnen in een sterk elliptische baan gebracht – de capture orbit. Hierna wordt hij in stapjes geleidelijk naar zijn uiteindelijke baan tussen 258 en ruim 10 000 kilometer boven het oppervlak gemanoeuvreerd. Nabij het pericentrum zal de orbiter op Mars gericht worden zodat het instrumentarium waarnemingen kan doen en de radiosignalen van de Beagle II ontvangen kunnen worden. In de uren dat hij ver van Mars verwijderd is, wordt de grote antenne op de aarde gericht en worden de opgeslagen waarnemingen verzonden. Voor veranderin-

37

De bovenstaande topografisch kaart van Mars is gemaakt aan de hand van MOLA metingen. MOLA (Mars Orbitor Laser Altimeter) is een hoogtemeter aan boord van de NASA orbiter Mars Global Surveyor die sinds 1998 met behulp van pulsjes laserlicht hoogtes in kaart brengt. Hiermee is inmiddels bijna de hele planeet in kaart gebracht met een nauwkeurigheid van 10-15 m ten opzichte van het middelpunt van Mars. De horizontale precisie van de metingen is een paar honderd meter. Uit de stereobeelden van HRSC kunnen nauwkeurig relatieve hoogtes gemeten worden, dat wil zeggen het hoogteverloop van het oppervlak binnen een set opnames. Als HRSC gedurende twee Marsjaren blijft functioneren, zal HRSC heel Mars in stereo in kaart kunnen brengen met zowel een horizontale als een verticale resolutie van 10-30 m. De horizontale resolutie van deze beelden is tien of meer keer beter dan die van MOLA, de verticale resolutie is vergelijkbaar. Echter, terwijl MOLA hoogtes ten op opzichte van het middelpunt van Mars meet, meet HRSC alleen relatieve hoogtes. Door de metingen van beide instrumenten te combineren wil men heel Mars met een precisie van 10-30 m, zowel horizontaal als absoluut verticaal, in kaart brengen. Op veel plaatsen is de topografie van de aarde aanzienlijk minder goed bekend. [ESA]

38


gen van de oriëntatie zullen zo veel mogelijk de gyroscopen worden gebruikt, maar eventueel ook de stuurraketten.

Beagle II Eenmaal afgescheiden van de MEX orbiter is de Beagle II lander niet meer te manoeuvreren en bovendien doof en stom omdat de antenne pas na de landing goed kan werken. De lander zit helemaal ingekapseld in haar beschermende hitteschild. Wanneer Beagle II uiteindelijk op de Marsatmosfeer botst en door de luchtwrijving afremt, beschermt zijn hitteschild hem tegen de wrijvingwarmte totdat de snelheid is gereduceerd tot 1600 km/u. Dan worden parachutes ontplooid en het hitteschild afgestoten. Ten slotte, op een hoogte van ruim 50 meter, worden de parachutes afgeworpen en volgt een nogal harde landing waarbij de Beagle II tegen de klap wordt beschermd door luchtkussens. Men heeft ervoor gekozen de parachutes al op vrij grote hoogte af te werpen omdat men bang is dat deze anders na de landing boven op de lander terecht kunnen komen. Kort na de landing lopen de luchtkussens leeg en ontvouwt de lander zich, eerst de zonnepanelen, daarna de robotarm. Aan deze robotarm zit de Position Adjustable Workbench, ook wel kortweg PAW genoemd; hierop zitten de meeste wetenschappelijke instrumenten gemonteerd. De camera’s op de PAW zullen hierna een eerste blik op de omgeving werpen. De Beagle II is klein, slechts 95 centimeter in doorsnee, en weegt inclusief alle landingsystemen maar 65 kg. Dat er met een dergelijk beperkt massabudget toch gedegen onderzoek kan worden gedaan, is te danken aan de enorme vooruitgang van de afgelopen jaren in micro-elektronica en miniaturisatie. De missie zal naar verwachting zo’n 180 Sols (Marsdagen) duren. Een Marsdag is met 24 uur en 37 minuten iets langer dan een etmaal op aarde. GAP: het gas analyse pakket Een van de belangrijkste doelen van de Beagle II is het speuren naar fossiel of zelfs huidig leven. Het gas analyse pakket speelt bij


dit onderzoek een hoofdrol. Het pakket heeft twaalf oventjes waarin monsters geleidelijk opgewarmd kunnen worden in de aanwezigheid van zuurstof. De koolstofdioxide die dan vrijkomt wordt naar een massaspectrometer geleid die de verhouding tussen koolstof-12 en koolstof-13 meet. Behalve naar koolstofdioxide zal er ook naar methaan worden gezocht en behalve aan koolstof zal ook aan andere elementen worden gemeten.

Beagle II op Mars. [ESA]

Op aarde hebben biologische processen een voorkeur voor koolstof-12 boven koolstof13. Wanneer men in monsters een verhoogde concentratie van koolstof-12 mocht meten dan zou dat een sterke aanwijzing zijn voor (gefossiliseerd) leven in dat monster. Op aarde zijn er veel planten en bacteriën die methaangas produceren. Op Mars heeft methaan een zeer korte levensduur omdat het snel wordt afgebroken door chemicaliën op het oppervlak en in de atmosfeer. Mocht het toch worden aangetoond, dan is dat een aanwijzing dat er ergens, wellicht kilometers ver weg, of diep onder het oppervlak, levende organismen zijn die dat gas produceren. Omgevingsensoren De lander beschikt over een aantal heel kleine sensoren die de ozon- en peroxideconcentraties, ultraviolet flux, luchtdruk, temperatuur, windsnelheid en windrichting meten. Dit pakket sensoren staat bekend onder de naam ESS van Environmental Sensor Suite. De instrumenten op de PAW Op de PAW, die aan de robotarm van de Beagle II gemonteerd is, zitten verschillende instrumenten waarmee in-situ experimenten

39

en waarnemingen gedaan kunnen worden. De PAW kan naar verschillende locaties binnen het bereik van de robotarm gebracht worden. De volgende instrumenten hebben een plaats op de PAW: – Stereo camera. Gedurende de eerste paar dagen zal deze camera vooral panorama opnames in stereo maken. Aan de hand van deze beelden wordt dan een Digitaal Terrein Model (DTM) gemaakt – dat is een model van de omgeving in drie dimensies. De mensen die de PAW bedienen weten aan de hand van het DTM waar alle rotsen en dergelijke zijn en waar ze naartoe kunnen bewegen zonder ergens tegen op te botsen. Ze kunnen zo de PAW blindelings besturen. Het is niet mogelijk om de PAW aan de hand van camerabeelden in real time te besturen. Ten eersten omdat door de grote afstand aarde-Mars het te lang duurt om signalen heen en weer te zenden. Ten tweeden omdat er immers geen direct contact met de lander is. Wanneer er voldoende opnames voor een goed DTM gemaakt zijn, zullen behalve panorama’s vooral ook detail opnames van objecten in de nabije omgeving gemaakt worden om uit te vinden welke rotsen, of andere objecten, in aanmerking komen voor nader onderzoek met andere instrumenten.

De ‘Payload Adjustable Workbench’ (PAW). [ESA]

– Corer/grinder. Is er een rots uitgekozen voor nader onderzoek, dan wordt de PAW geroteerd totdat de zogeheten grinder (een soort boor/slijptol) hem raakt. De grinder slijpt er vervolgens het stof en de verweerde buitenkant van af zodat het inwendige onderzocht kan worden met de microscoop en de spectrometers op de PAW. Is een rots bijzonder interessant, dan wordt er een stukje uitgeboord door

de corer dat dan door de robotarm in het GAP wordt gedeponeerd. – Microscoop. Het oplossend vermogen hiervan is vier micrometer. De microscoop bevat LEDs die objecten kunnen belichten met rood, blauw, groen en ultraviolet licht. De ultraviolet LEDs laten sommige soorten gesteente en ook bladgroen fluoresceren. Fluorescentie kan een indicator voor leven zijn. Als er fluorescerend gesteente wordt gevonden, zullen monsters ervan met het GAP onderzocht worden. – Mossbauer spectrometer. Deze spectrometer bestraalt te onderzoeken gesteente met gamma straling. Aan de hand van het spectrum van de teruggekaatste straling kan de chemische samenstelling van het gesteente worden bepaald. – Röntgenstraling spectrometer. Deze spectrometer bestraalt te onderzoeken gesteente met zeer energetische Röntgenstralen. Het spectrum van de teruggekaatste straling is een aanwijzing voor welke elementen en isotopen in wat voor verhoudingen aanwezig zijn. Hiermee kan bijvoorbeeld de verhouding tussen kalium-40 en argon-40 bepaald worden, hetgeen een indicatie is voor de leeftijd van het onderzochte gesteente. – MOL. Dit instrument kan grondmonsters nemen tot een diepte van anderhalve meter of van onder rotsen, die vervolgens met het GAP kunnen worden onderzocht.

Mars Express en zijn instrumenten De Soyuz Fregat draagraket brengt een lading van bijna 1050 kg op koers naar Mars. De zogeheten bus van de MEX orbiter weegt in totaal 439 kg. Deze bus is een aluminium doos van 1,5*1,8*1,4 m en hij omvat behalve de behuizing ook alle ondersteunende apparatuur zoals computers, zonnepanelen, antennes, de hoofdmotor met een stuwkracht van 400 N en acht stuurraketjes met elk een stuwkracht van 10 N. Binnenin de bus zijn tanks met 427 kg brandstof voor

40


de motoren. De meeste wetenschappelijke instrumenten (samen 116 kg) zijn ook in de bus ondergebracht. De Beagle II (ruim 60 kg) is tijdens de reis naar Mars boven op deze bus gemonteerd. De MEX verbruikt continu 350 tot 500 W aan elektrisch vermogen. Deze wordt geleverd door zonnepanelen met een gezamenlijk oppervlak van 11,4 m2 en door drie oplaadbare lithium batterijen. Dit vermogen wordt gebruikt om de spectrale camera’s te koelen tot –180 °C en de temperatuur in de rest van de bus tussen de +10 en +20 °C te houden. Om het daarvoor benodigde vermogen te beperken is alles grondig geïsoleerd met thermische dekens van een aluminium-tin legering waarop een laagje goud is gedampt. Om te communiceren met de aarde heeft de MEX een schotelantenne met een diameter van 1,8 m. Van de 7,5 uur die een omloop rond Mars duurt, zal deze antenne tot zes uren op de aarde gericht zijn. Gedurende de resterende 1,5 uur wordt de orbiter op Mars gericht om waarnemingen te doen. Steeds als de MEX over de Beagle II landingsplaats vliegt, zal een speciale UHF antenne automatisch naar signalen van de lander luisteren. Aangezien de gedane waarnemingen niet meteen naar de aarde worden gestuurd, worden ze eerst in het 12 gigabyte solid state geheugen aan boord opgeslagen. De MEX wordt bestuurd door zijn boordcomputer; deze schakelt instrumenten aan en uit, meet en regelt de stand van de bus, besluit wanneer verzamelde data moet worden verzonden, wanneer er wordt geluisterd en wanneer er wordt waargenomen. Om op een afstand van 400 miljoen kilometer te kunnen communiceren met de 34 meter grote schotelantennes van de grondstations op aarde, moet de MEX met een nauwkeurigheid van minstens 0,15° gericht kunnen worden. Om dit mogelijk te maken heeft de orbiter twee zonnesensoren om ruwweg te kunnen meten in welke stand de bus zich bevindt, daarna kunnen twee stersensoren sterpatronen herkennen. Aan de hand hiervan kan de oriëntatie dan heel nauwkeurig bepaald worden. Drie gyroscopen kunnen de rotatiesnelheid meten en veranderen.


Hoofddoel van de MEX missie Een van de hoofddoelen van de MEX missie is het bestuderen hoe de zonnewind op de hoge ionosfeer botst en wat voor invloed deze daarop heeft. Het voornaamste instrument dat hiervoor gebruikt zal worden heet Aspera. Het topografisch in kaart brengen van Mars is eveneens een hoofddoel. Dit zal worden gedaan met de stereo camera HRSC. Verder worden de mineralen van Mars in kaart gebracht. Het in kaart brengen van circulatiepatronen in de atmosfeer en het meten van de samenstelling van de atmosfeer is vooral werk voor de spectrale camera’s OMEGA en PFS. Met de MARSIS radar zal onder het oppervlak worden gekeken. – Aspera is gemaakt in Zweden en moet plaatjes maken van snelle neutrale atomen. Dit is een meetinstrument voor plasma’s. Met dit instrument hoopt men te meten hoe gas uit de Martiaanse atmosfeer ontsnapt naar de ruimte. Aspera zal ook de interactie tussen de ionosfeer van Mars en de daarop botsende zonnewind onderzoeken. – MaRS is eigenlijk geen zelfstandig instrument maar maakt gebruik van de radio en de schotelontvanger van MEX. Door te meten hoe radiosignalen van de zon of sterren worden vervormd wanneer ze door de Martiaanse atmosfeer gaan, kan waardevolle informatie over de atmosfeer worden verzameld. – HRSC wordt gebouwd in Duitsland en is een zogenaamde scanning camera die is ingebouwd in een telescoop met een brandpuntsafstand van 1,75 m. Met de HRSC worden tegelijkertijd negen digitale lijnfoto’s van 1 pixel breed en 5184 pixels lang gemaakt. Zo’n pixel beslaat tien tot enkele tientallen meters op het oppervlak. Een fractie van een seconde later worden er opnieuw negen van zulke plaatjes gemaakt, maar omdat de MEX in zijn baan enkele kilometers per seconde aflegt wordt nu een lijn gemeten net naast de vorige. Aldus scant de camera lijn voor lijn het oppervlak dat onder de MEX doordraait. De negen CCD lijnen doen allemaal iets anders. Vijf ervan worden

41

verschillen, met het tweede kanaal als dat verschil groter dan 13 tot 20 nanometer is. Er bestaat niet meer dan een heel globaal inzicht in de samenstelling van het oppervlak van Mars. Het noorden bestaat goeddeels uit siliciumrijk vulkanisch gesteente, het zuiden uit siliciumarme basalten. Dit alles is bedekt met een in dikte variërende laag rood stof dat veel limoniet (een ijzeroxide) bevat. Heel veel meer weet men op het moment nog niet. Mars is nog nooit onderzocht met een instrument met een hoog ruimtelijk oplossend vermogen. Dit wordt een hoofdtaak voor OMEGA.

MEX in zijn baan rond Mars. De lange antennes behoren bij het radarinstrument MARSIS. [ESA]

gebruikt om stereo opnames te maken. De resterende vier maken opnames in blauw, groen, rood en nabij infrarood licht. – SRC is een speciaal onderdeel van de HRSC bedoeld voor het maken van foto’s van gebieden van enkele kilometers in het vierkant met een nog hoger oplossend vermogen, namelijk minder dan drie meter per pixel in het pericentrum. – OMEGA is een imaging spectrometer, een camera die opnames in heel veel spectra tegelijk maakt. Hij is gebouwd in Frankrijk, weegt 29 kg en heeft de afmetingen van een kleine televisie. Het instrument heeft twee kanalen, één voor zichtbaar licht en nabij infrarood (500-1000 nm) en één voor infrarood (1000-5200 nm). In het eerste kanaal kunnen kleuren van elkaar onderscheiden worden als ze meer dan zeven nanometer in golflengte van elkaar

42

Tijdens de MEX missie zal geleidelijk een mineralogische kaart van Mars opgebouwd worden met een resolutie van 1-4 km, en 2-5 procent van het oppervlak zelfs met 0,3 km resolutie. Voor elk gemeten punt zal een volledig spectrum van zichtbaar licht tot ver in het infrarood beschikbaar zijn. Voor vele mineralen zal de aanwezigheid tot op enkele procenten nauwkeurig gemeten kunnen worden. Men hoopt bijvoorbeeld te kunnen meten in welke verhouding bevroren kooldioxide en waterijs in de poolkappen voorkomen en hoe deze verhouding verandert met de seizoenen. Een ander belangrijk doel is het zoeken naar carbonaten. Wanneer die worden gevonden, is het nagenoeg zeker dat die daar door vloeibaar water zijn afgezet. − PFS. Net als OMEGA is dit instrument een imaging spectrometer, maar dan met een ongeveer 25 keer beter spectraal oplossend vermogen en een ongeveer 10 keer minder ruimtelijk oplossend vermogen. Het golflengtebereik (1200-45 000 nm) ligt eveneens gedeeltelijk anders. Bij OMEGA zal het accent liggen op mineralogisch onderzoek, bij PFS op onderzoek aan de atmosfeer. Het instrument is heel geschikt om de samenstelling van en bewegingen in de Martiaanse atmosfeer te meten. PFS maakt ook opnames in het thermisch infrarood waardoor ook temperaturen van oppervlak en atmosfeer in kaart gebracht kunnen worden. – SPICAM is een Franse infrarood (10001700 nm) en ultraviolet (118-320 nm) spectrometer die gebruikt zal worden


voor atmosferisch onderzoek. SPICAM kan nog nauwkeuriger spectra meten dan de spectral imagers OMEGA en PFS, bijvoorbeeld van ozon of waterdamp. SPICAM maakt echter geen beelden maar meet slechts één enkele pixel van tien of meer kilometers in het vierkant op het oppervlak. – MARSIS is een radar die tot een paar kilometer diepte onder het oppervlak van Mars kan kijken. Hij is door Italië en de VS samen ontwikkeld. Met MARSIS hoopt men de verdeling van vloeibaar water en van permafrost onder het oppervlak in kaart te brengen. Er zijn talrijke aanwijzingen dat er op Mars ooit vloeibaar water stroomde, zoals droge rivierbeddingen, sedimenten, en (landvormen die lijken op) vroegere kustlijnen. Tegenwoordig is Mars heel droog. Klaarblijkelijk zijn er grote hoeveelheden water van het oppervlak verdwenen. Een (groot?) gedeelte is waarschijnlijk ontsnapt naar de ruimte maar veel deskundigen vermoeden dat het grootste deel nog op Mars is in de vorm van permafrost of diep grondwater (aquifers). Recente metingen van de Amerikaanse sonde Mars Odyssey duiden erop dat er zich op heel veel plaatsen grote hoeveelheden ijs vlak onder het oppervlak bevinden. Als dat inderdaad zo is, is er een goede kans dat het met MARSIS zal lukken zulke permafrost gebieden in kaart te brengen en te meten tussen welke dieptes ze zich uitstrekken. MARSIS is een ground penetrating radar (in de grond doordringende radar). Op aarde worden zulke instrumenten vooral ingezet vanaf de grond en vanaf vliegtuigen. Er is pas één keer eerder zo’n instrument vanuit de ruimte gebruikt. Dat was tijdens de Apollo

maanmissies en toen was het een groot succes. MARSIS stuurt radiogolven van een lage frequentie (1,3-5,5 MHz) naar zijn doel met een 40 meter lange antenne die zal worden uitgeklapt nadat MEX in zijn definitieve baan is gemanoeuvreerd. Het hele instrument, inclusief die grote antenne, weegt maar 12 kg. De antenne moet zo groot zijn omdat er met lange golflengtes gewerkt moet worden. Alleen deze golflengtes zijn in staat tot op een diepte van meerdere kilometers onder het oppervlak door te dringen. Dit soort metingen wordt gestoord door ionosferische activiteit. Daarom kan men het best ’s nachts meten want dan is de ionosfeer het minst actief. De afstand tot het oppervlak kan beter niet al te groot zijn, liefst minder dan 800 km, en dat gebeurt nog geen half uur tijdens elke omloop. De radiogolven worden gereflecteerd door elke grenslaag die ze tegenkomen. Als eerste natuurlijk door het oppervlak. Een belangrijk deel dringt echter in de korst en kan diepere grenslagen aantonen. Bijvoorbeeld een overgang van stof naar zand, of van zand naar rots, of van droog gesteente naar gesteente dat water bevat. Zo is in duingebieden de dikte van het zand meetbaar. In de noordelijke gebieden die op oude zeebodems lijken, verwacht men te kunnen zien of er inderdaad sedimenten zijn afgezet. Water en ijs tot een diepte van drie kilometer zouden zeker opgespoord moeten kunnen worden en met een beetje geluk zelfs tot vijf kilometer. De specialisten zijn vooral ook heel nieuwsgierig naar radarmetingen aan de beroemde gelaagde terreinen rond de Martiaanse zuidpoolkap, omdat ze hopen dat deze nog aanwijzingen bevatten over hoe en wanneer het warme vochtige klimaat van vroeger is verworden tot wat het nu is.

Dit artikel is voor een aanzienlijk deel gebaseerd op de informatie die het Max-PlanckInstitut für Aeronomie in Lindau, Deutsche Luft und Raumfahrt in Berlijn, en de European Space Agency aanbieden op hun websites. Meer informatie over de MEX en de Beagle II missies is te vinden via: http://sci.esa.int/marsexpress/ http://solarsystem.dlr.de/ http://www.linmpi.mpg.de/english/projekte/projekte3.html


43

Cassini/Huygens op weg naar Saturnus Dr. Jean-Pierre Lebreton Huygens Project Scientist, ESA/ESTEC

Na een lange ruimtereis tussen de planeten door zal Cassini/Huygens arriveren bij de planeet met de ringen. Daar aangekomen zal een spectaculair hoofdstuk in de geschiedenis van het planetaire onderzoek beginnen. Dan start de afdaling in de atmosfeer van een veelbelovend hemellichaam: Titan. De maan die ons mogelijk meer zal leren over hoe het leven op aarde ooit is ontstaan.

Inleiding

De interplanetaire baan van Cassini/Huygens op weg naar Saturnus. [ESA/ NASA]

44

Huygens is de sonde die door ESA wordt bijgedragen aan de Cassini/Huygens missie, een samenwerkingsproject tussen NASA en ESA, met als doel de studie van Saturnus en zijn manen systeem. Titan, de grootste maan van Saturnus, is daarbij hoofddoel. De Saturnus orbiter wordt door NASA ontwikkeld, waarbij de Italian Space Agency (ASI) de high-gain antenne en andere radio subsystemen bijdraagt in een bilaterale NASA/ASI overeenkomst. Het Jet Propulsion Laboratory (JPL) heeft de leiding over de missie.

De satelliet is genoemd naar de 17e eeuwse Frans/Italiaanse astronoom Jean-Dominique Cassini. Hij ontdekte tussen 1671 en 1685 een aantal Saturnus maantjes en ringen, inclusief de beroemde donkere Cassini scheiding in de ringen. De ESA sonde is genoemd naar de Nederlandse astronoom Christiaan Huygens die Titan ontdekte in 1655.

Het Cassini/Huygens vluchten waarnemingschema Het ruimtevaarttuig werd gelanceerd op 15 oktober 1997 door een Titan IVB-Centaur draagraket van Cape Canaveral Air Force Station in Florida. De 5,6 ton wegende satelliet was te zwaar om rechtstreeks op koers te lanceren richting Saturnus. Daarom omvat de 6,7 jaren durende interplanetaire reis speciale manoeuvres in het zwaartekrachtveld van Venus, de aarde en Jupiter. Bij Saturnus aangekomen zal de orbiter in een baan om de planeet gebracht worden. Aan het einde van de derde omloop rond de planeet zal de orbiter de Huygens sonde naar Titan sturen. Nadat Huygens zijn missie heeft volbracht zal de orbiter het Saturnus systeem nog 75 omlopen lang blijven onderzoeken gedurende een periode van vier jaren. De orbiter zal dan nog verschillende malen dicht langs Titan vliegen om meer gegevens te vergaren, maar ook om met zwaartekrachtsteun van Titan zijn baan aan te passen voor een tour langs de andere manen. Tevens zal dan de magnetosfeer van Saturnus beter in kaart gebracht kunnen worden en zijn opnamen van hogere breedten van de planeet mogelijk. De missie zal in totaal dus uitgebreide waarnemingen moeten opleveren van


de Saturnus atmosfeer, de magnetosfeer, de ringen, de ijzige manen en Titan.

Het wetenschappelijk programma Een van de hoofddoelen van de missie is Titan, na Ganymedes (bij Jupiter) de grootste maan in het zonnestelsel. Het is ook de enige maan in het zonnestelsel met een dikke atmosfeer. Van alle hemellichamen in het zonnestelsel lijkt de atmosfeer van deze maan nog het meest op die van de aarde. In Titan lucht is stikstof (N2) de belangrijkste component met een druk van 1,5 bar aan het oppervlak. Vergeleken met 1 bar op aarde is dat verschil niet groot. De atmosfeer is zo ver weg van de zon uiteraard wel een stuk kouder (70 K tot 94 K). Andere belangrijke componenten zijn een paar procent methaan (CH4) en 0,2% waterstof (H2). Argon zou ook aanwezig kunnen zijn (minder dan 1%), maar dat is nog niet bevestigd. Het oppervlak van Titan kent waarschijnlijk ook meren of zelfs oceanen die gevuld zijn met mengsels van vloeibaar methaan en ethaan. De Titan atmosfeer wordt bestookt met UV licht van de zon, kosmische straling en


energetische deeltjes geleid door de magnetosfeer. Deze straling leidt tot een complexe organische chemie doordat methaanmoleculen gesplitst worden in waterstof en stikstof (fotolyse). De chemische reacties in de voortdurend evoluerende atmosfeer zouden daarom heel goed kunnen lijken op de reacties die plaatsvonden in de atmosfeer van de aarde voordat het leven zich ontwikkelde, bijna vier miljard jaren geleden. Huygens zal in de atmosfeer van Titan een gedetailleerde studie maken van de structuur, samenstelling en dynamiek van de Titan lucht. Ook de karakteristieken van het oppervlak in de omgeving van de landingplaats zullen gemeten worden. Tijdens de daling van de sonde worden eerst spectroscopische waarnemingen gedaan en beelden van het oppervlak gemaakt. Daaruit hoopt men af te leiden waaruit de bodem van Titan bestaat.

De afdaling van Huygens in de Titan atmosfeer. [ESA/ NASA]

Men gaat er vanuit dat de sonde op z’n minst nog een paar minuten werkt na de (harde) landing. In die tijd worden dan directe metingen van de bodem uitgevoerd. Er is zelfs rekening mee gehouden dat de sonde in een vloeistof landt. Een speciaal instrument dat geluidsgolven uitzendt om het oppervlak te peilen, kan in een vloeistof in de zogenaamde sonar

45

modus gezet worden. Daarmee wordt dan de diepte van de plas, meer, of oceaan gemeten waarin de sonde is terechtgekomen.

Details van het verloop van de missie Cassini/Huygens komt aan bij Saturnus aan het eind van juni 2004. Dan wordt op 1 juli 2004 de zogenaamde Saturn Orbit Insertion manoeuvre uitgevoerd terwijl de satelliet het vlak van de ringen passeert. Deze manoeuvre plaatst Cassini/Huygens in een wijde baan rond Saturnus met een omlooptijd van 90 dagen, waarbij de eerste Titan langsvlucht zal plaatsvinden. De tweede baan met een omlooptijd van 48 dagen, opnieuw met Titan langsvlucht, is zo gekozen dat de Huygens sonde dan gedurende de derde baan (omlooptijd 32 dagen) naar Titan gezonden kan worden. De afstand tot Titan is dan nog steeds 60 000 kilometer. Het vluchttraject van de missie werd onderweg in 2001 aangepast om aan een nieuwe geometrische eis te voldoen op het moment dat de Huygens sonde door de orbiter wordt losgelaten. De Doppler verschuivingen in de radio communicatie tussen de onderling

bewegende orbiter en sonde bleken niet te groot te mogen worden, omdat anders de orbiter de sonde niet meer ‘hoort’. Hier was in het ontwerp geen rekening mee gehouden. Het probleem kwam pas aan het licht door communicatietesten tijdens de vlucht in 2000. Huygens wordt op 24 december 2004 losgelaten door de orbiter en vliegt dan 22 dagen alleen door naar Titan. De orbiter zelf moet vijf dagen na het loslaten een manoeuvre maken om niet zelf op Titan te pletter te vliegen. Tijdens deze manoeuvre wordt de juiste geometrie voor de orbiter-sonde radiocommunicatie ingesteld zodat de afdalingsfase van Huygens gevolgd kan worden. Op 14 januari 2005 zal de sonde dan de Titan atmosfeer induiken. De orbiter zal functioneren als relais: de signalen van Huygens worden doorgezonden naar de aarde. Dit kan echter niet real time dus worden de gegevens van Huygens eerst aan boord van de orbiter opgeslagen. Na de missie van de Huygens sonde zal de Orbiter nog vier jaren tussen de manen van Saturnus zwerven. Deze periode beslaat 75 verschillende banen rond Saturnus, waarbij baanveranderingen soms gemaakt worden

De belangrijkste onderdelen van de Cassini/Huygens satelliet. [ESA/NASA]

46


Een Hubble Space Telescoop opname van Titan met de Huygens 200*1200 kilometer landingsplaats (ellips). [ESA/NASA]

met behulp van Titans zwaartekracht en soms met brandstof aangedreven manoeuvres. De banen rond Saturnus zijn zo uitgekiend, dat voldaan kan worden aan een scala van wetenschappelijke doelen zoals de landingplaats van Huygens, scheervluchten langs ijsmanen, aftasten van de magnetosfeer, bedekkingen van Saturnus of Titan door de ringen, en vluchten door het vlak van de ringen. Uiteraard worden er voortdurend passages langs Titan gemaakt (in totaal meer dan 40), zodat deze maan in feite ook voor de orbiter een van de belangrijkste onderzoeksdoelen is.

satelliet, te weten de remote sensing pallet en het ‘deeltjes & veld pallet’. De magnetometer is bevestigd aan de punt van een 11 meter lange arm. De magnetische en de elektrische antennes van het Radio/Plasma Wave Subsystem experiment steken uit de romp. De radar en het radiowetenschappelijk instrument maken gebruik van de High-Gain Antenna (de vier meter grote schotel aan de top van de satelliet).

De wetenschappelijke instrumenten aan boord van de orbiter zijn bevestigd op twee platforms die vastzitten aan de romp van de

Na het loskoppelen van de orbiter zal de Huygens sonde autonoom functioneren. De radioverbinding zal eenrichtingsverkeer zijn


Huygens vluchtoperaties

47

Massaverdeling van de diverse componenten van de Cassini/Huygens satelliet. Orbiter (droge massa, inclusief lading) Huygens sonde (inclusief 44 kg lading) Sonde ondersteuningsapparatuur De lanceer adapter Brandstof (bipropellant) Brandstof (monopropellant)

2068 kg 318 kg 30 kg 135 kg 3000 kg 132 kg

Lanceermassa

5683 kg

naar de orbiter − alleen voor het doorsturen van meetgegevens. Huygens zal gedurende de glijvlucht van 22 dagen naar Titan steeds uitgeschakeld staan. Een timer zal ervoor zorgen dat de sonde geactiveerd wordt vlak voor het moment van afdaling in de atmosfeer. De laatste commando’s die gegeven worden aan Huygens vanaf de aarde zijn het instellen van de precieze tijdsduur voor de timer en het aanschakelen van de batterijen die vermogen leveren aan de sonde. De activiteiten van de sonde tijdens de vlucht en het verzamelen van de overgeseinde gegevens worden uitgevoerd vanuit een speciaal ingerichte controlekamer. Dit is het Huygens Probe Operations Centre (HPOC) van het ESOC instituut in Darmstadt, Duitsland. Hier worden de commando’s geprepareerd en doorgestuurd via speciale communicatielijnen naar het Cassini Mission Operations Center van het JPL in Californië. Daar worden de commando’s voor de sonde samengevoegd met de commando’s voor de subsystemen en instrumenten van de orbiter. Via NASA’s Deep Space Network (DSN) wordt dan alles tezamen doorgestuurd naar de satelliet. Een extra moeilijkheid is de grote afstand tussen Saturnus en de aarde, waardoor een retourtje radioboodschappen tot 2,5 uur kan oplopen. Real time bijsturen van de sonde wanneer deze afdaalt, is duidelijk niet mogelijk. De Orbiter verzamelt alle gegevens op solid state recorders voor het doorsturen naar de aarde op momenten wanneer de satelliet zichtbaar is voor een van de DSN grondstati-

48

ons. Van het grondstation gaan de gegevens naar JPL, waar de data van de orbiter en van de sonde netjes gescheiden worden opgeslagen in de Cassini Project Database. In de eerste fase van de lange vlucht naar Saturnus krijgen wetenschappers de metingen van instrumenten naar hun respectievelijke instituten gestuurd. Maar zodra Cassini/Huygens in een baan om Saturnus is gebracht, gaan de meeste wetenschappers vanuit Darmstadt werken om veel sneller te kunnen reageren op wat er binnenkomt en om een meer directe samenwerking met collega’s te hebben. De Cassini/Huygens missie is een zeer gedurfde onderneming. Daarom worden alle activiteiten tijdens de vlucht zeer zorgvuldig voorbereid omdat iedere fout de hele missie in gevaar kan brengen. Er is een speciale sonde simulator en een Engineering Model gebouwd in het HPOC waarop elk commando wordt getest. De computers en de verbindingen met de instrumenten zijn zoveel mogelijk hetzelfde als in de echte satelliet. Als het nodig is kan zelfs een software aanpassing eerst toegepast worden op het model om te zien of er niets onverwachts gebeurd. Men wil tenslotte niet de controle verliezen over het verre ruimtevaarttuigje dat ons mogelijk zoveel gaat leren over het leven op aarde. Voorlopig moeten we nog een paar jaar geduld hebben. Misschien dat de spectaculaire Huygens beelden op TV het EK voetbal van 2004 even kunnen doen vergeten. Bewerking en vertaling uit het Engels door Dr. J.J. Blom


Een nieuwe geavanceerde camera voor Hubble Dr. J.J. Blom

In maart van dit jaar maakten astronauten een aantal ruimtewandelingen vanuit de space shuttle Columbia in het kader van de vierde service missie voor de Hubble ruimtetelescoop. Zij bevestigden aan de Hubble onder andere een nieuwe camera voor het maken van overzichtsfoto’s van de ruimte. Deze camera, de ACS (Advanced Camera for Surveys), is een belangrijke modernisering ten opzichte van de oude overzichtscamera WFPC2 (Wide Field and Planetary Camera 2). De ACS heeft namelijk een twee keer zo groot beeldveld, een twee keer zo hoog oplossend vermogen en is tot vijf maal gevoeliger voor zwakke objecten.

Inleiding De ACS bestaat eigenlijk uit drie verschillende camera’s. Een grootbeeldveld camera, een hoge resolutie camera om in te zoomen (met een kleiner beeldveld) en een camera die gevoelig is voor ultraviolet licht. Bovendien is er de mogelijkheid om een coronagraaf te gebruiken waarmee het heldere licht van een object centraal verduisterd kan worden ten einde het zwakkere licht van objecten uit de omgeving daarvan beter waar te kunnen nemen. De coronagraaf techniek werd als eerste toegepast op de zon. Met de centrale zonneschijf geblokkeerd, kan men de lichtzwakkere ijle atmosfeer (corona) rondom de zon zien. Dit principe is uitgebreid naar andere objecten,


zodat ook het licht van heldere sterren en quasars uit de foto’s kan worden gehouden. Men kan dan bijvoorbeeld planeten rond nabije sterren ontdekken of het zwak stralende moedersterrenstelsel bestuderen met een heldere quasar in de kern. Aangenomen wordt dat een quasar het felle gebundelde licht is uit de directe omgeving van een zwart gat. Kennis over de omgeving van een zwart gat leert ook iets over het zwarte gat zelf en dat is eigenlijk de enige manier op die kennis te vergaren.

Vorming van sterrenstelsels in het vroege heelal De ACS zal dieper kunnen inzoomen in het heelal. Dat betekent dat ook verder teruggekeken kan worden in de tijd. Immers, hoe

De ACS camera heeft hier twee spectaculaire melkwegstelsels (NGC 4676) vastgelegd die in een hemelse dans van kat en muis aan elkaar zijn gekoppeld. [NASA, ESA, et al.]

49

dieper men het heelal inkijkt, hoe langer het licht erover gedaan heeft om de aarde te bereiken. Men hoopt met de ACS dan ook jonge sterrenstelsels te kunnen fotograferen die slechts één miljard jaar na de oerknal zijn gevormd − ons eigen melkwegstelsel is minstens tien keer zo oud. Het is namelijk nog steeds een groot raadsel hoe vlak na de oerknal uit een vrijwel glad heelal de materie snel is gaan samenklonteren tot sterrenstelsels. Het uiterlijk van de ongeveer één miljard jaar jonge sterrenstelsels laat mogelijk nog sporen zien van het vormingsproces. Het licht dat we dan waarnemen is echter wel dermate lang onderweg geweest dat het op zijn pad, door het zich uitdijende heelal, wat uitgerekt is naar langere golflengten (roodverschuiving). De ACS is echter zo ontworpen dat het ook de langere infrarood golflengten goed kan detecteren.

De kegelnevel (NGC 2264), kraamkamer voor nieuwe sterren. [NASA, ESA, et al.]

Soms helpt de natuur een handje om zeer verre zwakke sterrenstelsels te kunnen waarnemen. Een grote verzameling van sterrenstelsels (een cluster of zelfs een supercluster) op de voorgrond doet namelijk iets bijzonders met licht van objecten die vanachter door zo’n massaconcentratie heen schijnen. Zo’n cluster kan werken als een lichtver-

sterkende gravitatielens. Hoewel er behalve een versterking ook een vervorming van het beeld optreedt, kan men toch belangrijke informatie afleiden over de anders vrijwel onzichtbare sterrenstelsels. Men hoopt door het maken van veel overzichtsfoto’s talrijke voorbeelden van superclusters en jonge sterrenstelsels te vinden. In het waarneemprogramma van de ACS zijn daarom minstens 300 omloopbanen van de Hubble gereserveerd voor dit werk.

Kosmologie Wanneer een zware ster aan het einde van z’n leven alle brandstof erdoor heeft gejaagd, eindigt de ster in een catastrofale explosie, een supernova. Dit verschijnsel wordt in meer nabije sterrenstelsels regelmatig waargenomen en men heeft daardoor een goed begrip gekregen van het helderheidverloop bij verschillende typen supernovae. Gewapend met deze kennis, is het interessant om dit verloop te bestuderen bij zeer ver weg staande supernovae (op 8 tot 10 miljard lichtjaren). Vorig jaar ontdekte Hubble een supernova op 10 miljard lichtjaren afstand. Deze supernova leek veel helderder dan men had verwacht. De verklaring hiervoor past in een exotisch klinkend (maar steeds vaker voorgesteld) model van het heelal: de uitdijing van het heelal werd in het begin afgeremd, maar later door zogenaamde donkere energie weer aangejaagd en versneld. Men heeft echter nog veel waarnemingen van supernovae nodig om deze theorie te bevestigen.

De eerste beelden Op 30 april publiceerde NASA de eerste detailrijke beelden die met de ACS werden gemaakt. Een van de mooiste opnamen is die van het ‘kikkervisje’ welke door NASA nu de Tadpole Galaxy wordt genoemd. Zie foto op pagina 2. Tegen de achtergrond van een grote verzameling sterrenstelsels (bijna ieder lichtvlekje op de foto) zien we het spiraalvormige sterrenstelsel UGC 10214 op een afstand van 420 miljoen lichtjaren in het sterrenbeeld Draak. Het ziet eruit alsof het aan een lassotouw wordt weggeslingerd. We

50


zijn echter getuige van een klein blauw stelsel dat linksboven met grote snelheid door de schijf van het zwaardere spiraalstelsel beweegt. Een sliert van sterren blijft achter, die door de getijdenkrachten losgescheurd is van het spiraalstelsel over een afstand van bijna 300 000 lichtjaren. De botsing heeft dermate veel materie samengeveegd, dat overal jonge hete sterren konden ontstaan. Dit is op de originele foto goed te zien aan de blauwe kleur van de spiraalarmen en van de sliert (zie hiervoor NASA foto’s op het Internet). Een ander spectaculair voorbeeld is een detailopname van een pilaar van gas en stof, waarin jonge sterren zich vormen. Deze kegelnevel NGC 2264 staat op 2500 lichtjaren van de aarde in het sterrenbeeld Eenhoorn. De top van de kegel meet ongeveer 2,5 lichtjaren. De straling van hete jonge sterren net buiten beeld hebben al veel gas en stof weggeblazen van de cocon van wolken waarin nog jongere sterren verborgen liggen. Het tafereel ziet er heel dynamisch uit en is dat in feite ook op lange astronomische tijdschalen. Toch duurt het miljoenen jaren voordat de nieuwe sterren tevoorschijn zullen komen. Merk op dat dit een soortgelijk gebied laat zien als op de bekend geworden M 16 gaspilaren van een oudere Hubble foto gemaakt in 1995. Met de nieuwe ACS camera kan men echter duidelijk alweer verder inzoomen en meer details zien. In kranten en tijdschriften zullen spoedig weer geavanceerde kiekjes van de ruimte verschijnen. Astronauten James H. Newman en Michael J. Massimino nemen deel aan de eerste uitwisseling van wetenschappelijke instrumenten tijdens de vierde Hubble Space Telescope service missie. Newman, die op de robot arm van de space shuttle staat, verwijdert de Faint Object Camera die plaats moet maken voor de Advanced Camera for Surveys (ACS). [NASA]


51

Toekomstige astrofysische ruimteonderzoekprojecten

Recommend Documents