WITTE DWERGEN EXPLOSIEVE VERSCHIJNSELEN

DE FASCINERENDE

WITTE DWERGEN EN HUN

EXPLOSIEVE VERSCHIJNSELEN Gewilde objecten voor amateursterrenkundigen

door

Joop Peters Nijmegen, 2011

DE FASCINERENDE WITTE DWERGEN EN HUN EXPLOSIEVE VERSCHIJNSELEN Gewilde objecten voor amateursterrenkundigen

COLOFON Samenstelling tekst: Joop Peters Opmaak, bewerking: Marc Fokker Met dank aan: Eelco de Groot

OMSLAGFOTO Een opname van Nova Cygni 1992, een witte dwerg die op 19 februari van dat jaar uitbarstte in het sterrenbeeld Cygnus (de Zwaan) en daardoor tijdelijk met het blote oog zichtbaar werd. De foto’s tonen het resultaat van de explosie, een uitdijende ring van gas met in het midden de witte dwerg. De linker opname is van 31 mei 1993 (467 dagen na de explosie), de opname rechts is van januari 1994. In die tijd is de diameter van de gaswolk toegenomen van 119 miljard kilometer tot 154 miljard kilometer. Deze witte dwerg staat op 10.430 lichtjaar van ons vandaan. De hoek aan de hemel van af de aarde is respectievelijk 0,25 boogsec en 0,32 booseconde. Foto’s genomen met de Hubble Space Telescope, NASA.

Inhoudsopgave

Inhoudsopgave

v

Inleiding

3

Lichte sterren gedoemd tot witte dwergen Van lichte ster naar rode reus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Van rode reus naar witte dwerg . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

5 7 9

De kenmerken van witte dwergen 11 De limiet van Chandrasekhar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12 De eigenschappen van witte dwergen . . . . . . . . . . . . . . . . . 13 Materie in een witte dwerg is gedegenereerd . . . . . . . . . . . . . 13 De ontdekking van de eerste witte dwerg Waarnemingen aan Sirius . . . . . . . . . Het sterretje is een witte dwerg . . . . . . Meer witte dwergen in ons Melkwegstelsel De zoektocht aan het begin van deze eeuw

. . . .

. . . .

. . . .

Planetaire nevels: souvenirs van witte dwergen Planetaire nevels markeren levenseinde sterren Het Nederlands onderzoek . . . . . . . . . . . . Planetaire nevels sieren ons Melkwegstelsel . . Nevels kijken vanaf Kitt Peak . . . . . . . . . . Witte dwergen en hun explosies De klassieke novae . . . . . We beginnen weer opnieuw Recurrente novae . . . . . . Dwergnovae . . . . . . . . . Een krachtige supernova . .

. . . . .

. . . . . v

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . .

. . . .

. . . . .

. . . .

. . . .

. . . . .

. . . .

. . . .

. . . . .

. . . .

. . . .

. . . . .

. . . .

. . . .

. . . . .

. . . .

. . . .

. . . . .

. . . .

. . . .

. . . . .

. . . .

. . . .

. . . . .

. . . .

. . . .

. . . . .

. . . .

. . . .

. . . . .

. . . .

15 16 17 18 19

. . . .

21 22 22 24 25

. . . . .

27 28 29 29 30 30

1

INHOUDSOPGAVE

De omhelzing van twee witte dwergen . . . . . . . . . . . . . . . . 32 Een bijzonder paar witte dwergen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33 Beelden van door witte dwergen uitgestoten gassen Twee novae . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Twee planetaire nevels . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Een supernovarest . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

35 36 38 39

Witte dwergen en het meten versnelde uitdijing heelal Hubble heeft het antwoord gegeven . . . . . . . . . Het heelal is aan het uitdijen . . . . . . . . . . . . Witte dwergen onthullen versnelde uitdijing heelal De persconferentie . . . . . . . . . . . . . . . . . . Kilometerpalen Cephe¨ıden en supernovae Ia . . . . Verder onderzoek . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

41 42 43 44 45 46 47

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

Het definitieve levenseinde van witte dwergen 49 We nemen voorgoed afscheid van witte dwergen . . . . . . . . . . . 49 Afsluiting . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51 De Nederlandse Werkgroep Veranderlijke Sterren De Werkgroep Veranderlijke Sterren . . . . . . . . . . . . Pulserende veranderlijke sterren . . . . . . . . . . . . . . . Eruptieve veranderlijke sterren . . . . . . . . . . . . . . . Novae . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Waarnemingen Werkgroep bruikbaar voor vakastronomen Verdere informatie over sterrenkunde en ruimtevaart Wat hebben publiekssterrenwachten te bieden? De KNVWS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Stichting De Koepel . . . . . . . . . . . . . . . De eenmanssterrenwacht . . . . . . . . . . . . . De Kapteyn Sterrenwacht . . . . . . . . . . . . Bibliografie

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

53 54 55 56 57 57

. . . . .

61 62 63 63 64 64 65

Inleiding

Volgens recente berekeningen van sterrenkundigen bevinden er zich wel 300 triljard (3 • 1023 ) triljard sterren in ons zichtbare heelal. Deze hete gasbollen staan niet zomaar willekeurig verspreid in de ruimte. Ze zijn gegroepeerd in tientallen miljarden eilanden van sterren, de zogeheten sterrenstelsels vergelijkbaar met ons eigen Melkwegstelsel. Al deze sterren zijn ooit geboren in de grote gasen stofwolken die in de sterrenstelsels ofwel melkwegstelsels aanwezig zijn. Maar ze leven niet voor eeuwig. Na verloop van tijd zullen ze van gedaante veranderen. Zo is het levenslot voor de zeer zware sterren dat van een zwart gat. Een hemelobject met een onvoorstelbare hoge dichtheid en een zwaartekracht die zo sterk is dat er zelfs geen licht uit kan ontsnappen. Het was de Franse wiskundige Pierre Simon de Laplace die in 1798 het bestaan ervan voorspelde. Ze zijn niet te zien. Maar soms verraden zwarte gaten hun aanwezigheid doordat ze materie uit hun omgeving aantrekken. De materie verkrijgt daardoor een enorm hoge temperatuur waarbij energierijke straling wordt uitgezonden die we via satellieten kunnen waarnemen. Zo werd in 1971 met de Amerikaanse röntgensatelliet Uhuru voor het eerst in het zomersterrenbeeld Zwaan een zwart gat gevonden. In 1932 ontdekte de Engelsman James Chadwick het neutron. Al na een week had de Russische fysicus Lev Landau berekend dat vrij zware sterren hun oude dag door moeten brengen als neutronenster. Zo’n hemellichaam bestaat voor het overgrote deel uit neutronen. Het heeft een middellijn van rond twintig kilometer en een enorme dichtheid. Het was de Britse astronoom Jocelyn Bell die 1967 in het zomersterrenbeeld Hagedis de eerste neutronenster via pulsen van radiostraling ontdekte. Dat gebeurde met een eenvoudige radiotelescoop in Cambridge te Engeland. Verder zijn lichte en middelzware sterren zoals de zon via het stadium van rode reus gedoemd witte dwerg te worden. Het eerste exemplaar werd in 1862 door de excellente Amerikaanse telescoopbouwer Alvan Clark in het wintersterrenbeeld Grote Hond waargenomen. De catergorie van witte dwergen veroorzaakte in het begin veel verwondering onder wetenschappers, maar langzamerhand begon men deze kleine hemellichamen beter te begrijpen. Men kwam erachter dat één liter materie de massa heeft van miljoenen kilogrammen. En het blijkt zelfs dat witte dwergen informatie 3

4

INLEIDING

kunnen verschaffen over de (versnelde) uitdijing van het heelal. We hopen u op een toegankelijke manier wegwijs te maken in de wereld van de witte dwergen. Een wereld van vredigheid en explosieve verschijnselen.

Lichte sterren gedoemd tot witte dwergen

De sterrenstelsels zijn niet alleen opgebouwd uit sterren, planeten en uitgeleefde sterren. In de stelsels zijn ook koele, donkere wolken van moleculair gas en stof van vele tientallen lichtjaren groot aanwezig. Alleen al in ons Melkwegstelsel zijn er vele honderden bekend, waaronder de Adelaarnevel in het zomersterrenbeeld Serpens (de Slang). Al deze uitgestrekte gebieden van voornamelijk waterstof- en heliumgas, aangevuld met kleine hoeveelheden zwaardere elementen, hebben onherroepelijk te maken met de wetten van de zwaartekracht. Deze natuurkracht die van de deeltjes in de gaswolk zelf uitgaat zal deze kosmische structuren samen trekken. Omdat de deeltjes erg klein en de onderlinge afstanden tussen die deeltjes in de gaswolk nog erg groot zijn verloopt het proces vanuit menselijk perspectief Figuur 1: De dichte spookachtige zuilen erg langzaam. van waterstofgas en stof liggen ingebed in Hoe ijl de gaswolk ook is, de eigen de Adelaarnevel, een broeinest van sterren. gasdruk werkt de samentrekking tegen. (Foto: Hubble Space Telescope) Maar er zijn processen die het samentrekken bespoedigen. In de omgeving van de wolken kunnen zich namelijk zware sterren bevinden met een enorme lichtkracht waar een grote stralingsdruk van uitgaat. En zware sterren zullen na een relatief kort leven uiteenspatten en daarbij schokgolven generen. De stralingsdruk afkomstig van de ster zal aan de buitenkant van haar invloedsfeer de gaswolk verdichten De schokgolven zullen zich door de gaswolk heen verplaatsen en binnen de wolk voor verdichting van de materie zorgen. 5

6

LICHTE STERREN GEDOEMD TOT WITTE DWERGEN

Door deze verstorende invloeden zal de zwaartekracht de gasdruk overwinnen en zullen deze grote wolken verder samentrekken.

Laten we nu voor het verdere verloop van de gebeurtenissen ons richten op een zo’n omvangrijke individuele gaswolk. De moleculaire wolk Figuur 2: Fragmentatie van een grote gaswolk in de ruimte.[18] is nu in de fase beland waarin hij instabiel is geworden, met als consequentie dat hierin op tal van plaatsen dichtheidsconcentraties zijn gevormd. De wolk is dus in verschillende stukken uiteen gevallen. Later splitsen deze fragmenten zich nog op tot kleinere afzonderlijke dichte wolkjes. Dat kunnen er wel een paar honderd of zelfs enkele duizenden zijn. Elk van die wolken krimpt door zijn eigen inwendige aantrekking van gasen stofdeeltjes verder ineen. Als in een later stadium de druk en temperatuur van een zo’n samengetrokken gaswolk (in feite nu een protoster) eenmaal groot genoeg is geworden, zal de kernfusie in het centrum een aanvang nemen. Hiermee wordt het levenslicht van een lichte of zware ster aangekondigd. Vanaf dit moment spreken we officieel van een hoofdreeksster. Het heeft enkele miljoenen jaren geduurd om deze (blijde) gebeurtenis te kunnen laten plaatsvinden. In de regel zal binnen de kleine ge¨ısoleerde wolk van gas en stof ook enige verbrokkeling optreden. In zo’n complex ontstaan dan dubbelsterren of meervoudige sterren. Te samen met de sterren uit de andere ge¨ısoleerde wolken mondt dit groter geheel uit in een open sterrenhoop. In ons Melkwegstelsel zijn de Plejaden (het Zevengesternte) in het wintersterrenbeeld Taurus (de Stier) een mooi voorbeeld van zo’n jonge open sterrenhoop. Ze staan op een afstand van ongeveer vierhonderd lichtjaar van de aarde. De beroemde moederhoop bestaat uit vele honderden jeugdige (hoofdreeks)sterren in de leeftijd van rond de vijftig miljoen jaar. Met het blote oog vallen onmiddellijk al zes of zeven heldere sterren dicht bijeen op. Ze worden de Zeven Zusters genoemd, naar de dochters van de Griekse god Atlas. Met een behoorlijke verrekijker zijn er enkele tientallen sterren te zien. Een open sterrenhoop is echter maar een kort leven beschoren. Dit komt omdat de gravitatiekracht niet sterk genoeg is om de sterren bijeen te houden. In een dergelijk rafelig systeem zullen de sterren zich gemakkelijk van elkaar kunnen verwijderen. Na vele tientallen miljoenen jaren is de onderlinge afstand tussen hen zo groot geworden, dat de sterrenhoop eigenlijk al helemaal uiteengevallen is. Dat is het moment dat afzonderlijke sterren en nauwe dubbelsterren hun geboorteplaats echt

7

hebben verlaten, en elk hun eigen weg door de ruimte vervolgen. Het is dus niet zo vreemd dat de Zon alleenstaand is! Al haar vroegere metgezellen zijn er vandoor gegaan.

Van lichte ster naar rode reus De Brits-Amerikaanse astronome Cecilia H. Payne (1900-1979) ontdekte aan het eind van de jaren twintig van de vorige eeuw dat de Zon en sterren grotendeels uit waterstof en helium bestaan. Deze ontdekking staat prachtig in haar proefschrift met de titel Stellar Atmospheres te lezen. Rond die tijd werd ook duidelijk dat de Zon en sterren met massas oplopend tot acht keer die van de Zon tot de lichte respectievelijk middelzware sterren van de kosmos gerekend moeten worden. Dat betekent dat de evolutie van al deze ’lichtgewichten’ vanaf hun geboorte naar hun levenseinde ook grote overeenkomsten zullen vertonen. Het is dus verantwoord om voor de levensloop van deze categorie sterren de Zon als leidraad te nemen. Men kan eigenlijk wel stellen dat wetenschappers zo rond de Tweede Wereldoorlog deze levensloop begonnen te begrijpen.

De Zon is onze dichtstbijzijnde ster en wordt als een gele dwergster beschouwd. Ze heeft een leeftijd van ongeveer 4,5 miljard jaar. De middellijn is 1,4 miljoen kilometer, en de buitenkant heeft een temperatuur van pakweg 5.500 . In het centrum van de gasbol heerst een temperatuur van zo’n veertien miljoen , en een onvoorstelbare druk van circa honderd miljoen atmosfeer. Het was de Amerikaanse natuurkundige Hans Bethe (1906-2005) - een van de grootste kernfysici in de geschiedenis - die in 1939 aantoonde dat er bij die temperatuur en druk kernfusiereacties optreden waarbij waterstof wordt omgezet in helium. (Hetzelfde proces dat bij een waterstofbom gebeurt.) Bij dit proces Figuur 3: Het Hertzsprung-Russell komt er stralingsenergie (fotonen) vrij die de diagram toont de plaatsen van de stervorm van gammastraling aanneemt. Deze ren tijdens hun evolutiefase, de Zon straling begint hoopvol aan zijn lange reis en ’gewone’ sterren bevinden zich op van een paar honderdduizend jaar naar het de hoofdreeks, rechtsboven de koele oppervlak van de zon. Maar deze gammarode reuzen en linksonder staan de straling zal echter door ontelbare botsingen hete witte dwergen.[33] met de dichte gassen van de zon - vandaar die lange reistijd door de zon - zoveel energie verliezen, dat deze kortgolvige straling

8


onderweg geleidelijk overgaat in warmte en zichtbaar licht. Het is deze energie die de buitenkant van de zon prachtig laat schijnen aan het firmament. Behalve dat de kernfusie in de Zon een naar buiten gerichte kracht veroorzaakt, is er ook de zwaartekracht aanwezig die als kracht naar binnen gericht is. De talrijke gasdeeltjes in de gasvormige bol trekken elkaar immers aan. Beide processen zorgen ervoor dat de Zon nog lange tijd netjes in evenwicht zal worden gehouden, die de aarde zal voorzien van licht en warmte.

Over ruwweg vijf miljard jaar is al het waterstof in het binnenste van de Zon verbruikt zodat de waterstoffusie daar stopt. In al die tijd heeft zich in de kern een grote hoeveelheid helium gevormd, het afval product van de waterstoffusie. In de heliumkern zijn de druk en temperatuur enorm, maar nog onvoldoende het helium tot koolstof en zuurstof te kunnen fuseren. Omdat er in deze Figuur 4: Uitvergroting van de kern van een rode reus met kern geen energie vrijde lagen waarin fusie optreedt.(niet op schaal) komt, perst de zwaartekracht het helium sterk samen. Het waterstof bevind zich nu in een laag die de heliumkern als een mantel omhult, waar ook door de zwaartekracht de druk verder is opgelopen. In deze schil direct rond de heliumkern vindt nog steeds de kernfusie plaats van het waterstof, en onder invloed van de toegenomen druk verloopt dit proces zelfs feller dan voorheen. Door de intense energiebron van binnen zwelt de ster enorm op. Doordat de oppervlakte van de deze zonachtige ster nu sterk toegenomen is, kunnen de buitenste lagen vanwege de toegenomen oppervlakte verhoudingsgewijs veel gemakkelijker hun energie uitstralen. Hierdoor zijn de buitenste lagen van de ster koeler dan voorheen. Daarom verschijnt de ster aan ons als rode reus. Een dergelijke ster die in dit stadium al is aangeland is bijvoorbeeld de oranjerode Arcturus in het sterrenbeeld Boötes (de Ossenhoeder) aan de zuidelijke horizon. Deze meest nabije rode reus is gemakkelijk met het blote oog te aanschouwen, want het is de helderste ster van de lente. Hij staat op een afstand van zo’n 36 lichtjaar van de aarde.

9

Van rode reus naar witte dwerg Middelzware sterren als de Zon hebben in de rode reus fase nog zodanig veel massa dat de heliumkern onder invloed van de zwaartekracht verder inkrimpt. Hierdoor loopt de temperatuur op tot wel honderd miljoen . Bij deze hoge temperatuur komt een nieuw fusieproces op gang, het proces waarbij helium wordt omgezet in koolstof en zuurstof. De energie die hierbij vrij komt overwint de naar binnen gerichte zwaartekracht. Het proces van heliumfusie verloopt onrustiger omdat er meer energie bij vrijkomt dan bij waterstoffusie. De ster zal grotere schommelingen in energieproductie vertonen. De ster zal gestaag veel materie de interstellaire ruimte inblazen tijdens de meest dynamische fases. Het proces waarmee de helium fuseert verloopt veel sneller dan de fase van watersfoffusie. Al na zo’n honderd miljoen jaar bevinden zich in de kern koolstof en zuurstof als afvalproducten. De heliumfusie in de kern neemt af en verplaatst zich weer naar een schil om de kern heen. En nu de energiebron in de kern weer verdwenen is, krijgt de zwaartekracht daar weer de overhand. Het centrum van de ster trekt verder samen. Als de middelzware ster nog voldoende helium bevat in de schil rond de koolstof en zuurstof kern, dan zal daar door de sterk toegenomen druk de helium zeer snel fuseren. Hierbij komt in een korte tijd zoveel energie vrij dat de ster haar buitenlagen verliest. Deze uitgestoten buitenlagen vertonen zich aan ons als de magnifieke planetaire nevels. In deze eindfase van het leven van lichte en middelzware sterren zijn er geen kernreacties met de bijbehorende energieproductie in de ster aanwezig. De zwaartekracht wordt hierdoor bij afwezigheid deze energiebron niet meer geremd bij het proces van samentrekking. Maar er heeft zich een nieuwe tegenstander aangediend om deze natuurkracht te bestrijden. Dat is de degeneratiedruk, gevormd door de afstotende kracht tussen de electronen in het steeds dichter geworden elektronengas tussen de gedegenereerde materie in de sterkern. Het proces van contractie van een zonachtige ster komt op deze wijze tot stilstand. Onze ster zal op deze wijze een witte dwerg worden, een klein evenwichtig lichtzwak sterretje, en zal dan ongeveer zo groot zijn als de aarde. Hij lijkt nu meer op een bol vaste stof dan op een gasvormige ster. De zwaartekracht aan het oppervlak van de gestorven ster zal maar liefst tienduizenden keren zo sterk zijn als die aan het aardoppervlak. Overigens had de aarde in de tussentijd al het loodje gelegd. Bij het opzwellen van de Zon tot rode reus strekken de buitenlagen van de rode reus zich uit tot voorbij de baan van de Aarde, waardoor de Aarde volkomen zal verbranden. Het is vermeldenswaard dat sterren met meer dan één zonsmassa, zoals Arcturus met ongeveer viermaal de massa van de zon, sneller het stadium van witte dwerg zullen bereiken dan de zon. Sterren met een grotere massa verbruiken hun ’brandstof’ sneller - kernfusie verloopt in een hoger tempo - en hebben daardoor een kortere levensduur. In ons Melkwegstelsel zijn de lichte sterren in de meerderheid ten opzichte van de hele zware sterren. We kunnen hieruit opmaken dat de Melkweg goed

10


bedeeld zal zijn met witte dwergen, en dat neutronensterren en zwarte gaten in de minderheid zijn. Een logisch gevolg van de levensloop van al deze sterren.

Astrofysici, mensen die de levensgeschiedenis van de sterren bestuderen, meenden rond 1930 dat een witte dwerg elke willekeurige massa kon hebben. Dit was de reden waarom men toen dacht dat alle sterren hun bestaan zouden eindigen als witte dwergen. Nadien zijn er zoveel gegevens over sterren bekend geworden, dat deze gedachtegang niet meer strookt met de levensweg van sterren.

De kenmerken van witte dwergen

De hemellichamen in het heelal kunnen nogal van elkaar verschillen. Zo zijn lichte en zware sterren enorme grote bollen van zinderend hete gassen van voornamelijk waterstof en helium. Ze zenden zelf licht uit zoals de zon, en stralen daardoor schitterend aan de nachthemel. De planeten in ons zonnestelsel zijn juist tegenovergesteld. Deze werelden zijn klein en koel en weerkaatsen zonlicht, zodat we ze ’s nachts ook kunnen aanschouwen. De planeten kunnen we nog onderverdelen in aardse planeten en reuzenplaneten. Het planetenstelsel wordt ook bevolkt door talloze kleine objecten zoals kometen van bevroren gassen en ijs met stof, en planeto¨ıden die weer uit steen en ijzer bestaan. Verder zal het geen verrassing zijn dat de vele triljarden sterren in de onmetelijke kosmos ook niet allemaal hetzelfde zijn. Ze kunnen bijvoorbeeld variëren in leeftijd, afmeting, massa, temperatuur, helderheid en snelheid van draaiing om hun as. Als sterren hun laatste adem uitblazen, kunnen ze naar gelang van hun massa drie soorten exotische hemelobjecten achterlaten die weinig verwantschap met elkaar hebben. Bovendien zijn het geen geliefde plaatsen om na een lange (fictieve) eenzame reis van vele lichtjaren door de ruimte er eventjes op visite te gaan. Zo is het niet verstandig om een zwart gat te bezoeken. Door zijn overweldigende aantrekkingskracht zal de overmoedige bezoeker bij het naderen ervan worden uitgerekt, en uiteenvallen in atomen waarmee hij (de mens) is opgebouwd. Neutronensterren zijn ietsje vriendelijker, maar verder ook onleefbaar. Ze draaien vele keren per seconde rond hun as, en kunnen een sterk magnetisch veld hebben. Bij de magnetische polen van het object worden bundels radiostraling uitgezonden die door het heelal zwiepen, net als de lichtbundels van een vuurtoren. Ze staan te boek als pulsars. We zullen laten zien dat de intrigerende witte dwergen - waarvan de totstandkoming is besproken - ook zo hun eigen kenmerken hebben waarmee ze zich kunnen onderscheiden van de andere twee klasse van overblijfselen van sterren. Overigens zijn deze hemellichamen voor een verblijf ook niet geschikt. 11

12

DE KENMERKEN VAN WITTE DWERGEN

De limiet van Chandrasekhar De briljante Indiase natuurkundig theoreticus Subrahmanyan Chandrasekhar (19101995) was een man die altijd met zijn vak bezig was, en zijn tijd goed wilde benutten. De Indiër heeft tijdens zijn leven dan ook veel gerekend aan verschillende hemelobjecten, om zo de verschijnselen die daar optreden te kunnen doorgronden. Over die bevindingen schreef hij verschillende specialistische artikelen en boeken. In 1930 reisde Chandrasekhar met de boot vanaf India naar Engeland, om daar zijn in Madras begonnen studie voort te zetten aan de Universiteit van Cambridge. Tijdens die wekenlange bootreis verdiepte hij zich in het natuurkundige verschijnsel van witte dwergen. Het resultaat was dat door zijn denkwerk op de golven van de volle zee onze kennis van deze wonderbaarlijke hemelobjecten werd vergroot. Chandrasekhar stelde aan de hand van nieuwe modellen van het gedrag van subatomaire deeltjes vast dat de massa van Figuur 5: De Indiase aseen witte dwerg nooit meer dan 1,4 keer de massa van trofysicus Subrahmanyan de zon kan bevatten. Deze grens kennen wij nu als Chandrasekhar was een gede Chandrasekhar-limiet. Als de kern van de stervende passioneerd theoreticus op ster een grotere kritische massa bezit, dan overwint de het gebied van de sterzwaartekracht de afstoting van het gedegenereerde elekren.[1]) tronengas. Het gevolg hiervan is dat de ster in deze situatie geen evenwichtige toestand kan bereiken, waardoor hij verder ineenstort tot een neutronenster of zwart gat. Tijdens de bootreis schreef hij ook nog twee artikelen over dit onderwerp. Aanvankelijk hadden sommige sterrenkundigen -waaronder de invloedrijke Engelsman Sir Arthur Eddington (1882-1944)- hun twijfels over de bevindingen van de toen pas negentienjarige student uit Madras. Maar met het verstrijken van de jaren zijn er geen witte dwergen in de ruimte gevonden die zwaarder zijn dan 1,4 zonsmassa’s. Deze waarnemingen waren een bevestiging voor de juistheid van Chandrasekhar’s berekeningen, wat hem eeuwige roem bezorgde. Ook mocht hij in 1983 voor zijn ontdekking van de limietmassa van witte dwergen de Nobelprijs voor natuurkunde in ontvangst nemen. En als waardering voor al zijn sterrenkundige werk is ook nog eens de in 1999 gelanceerde Amerikaanse röntgensatelliet Chandra X-ray Observatory naar hem vernoemd. In de herfst van 1994 heeft Chandrasekhar met zijn vrouw Lalitha nog een bezoek gebracht aan Nederland. Hij - en andere Nobelprijswinnaars - waren uitgenodigd om in Den Haag als objectieve waarnemers een hoorzitting over kinderarbeid in de wereld bij te wonen. Een jaar later is Chandrasekhar in Chicago (VS), waar hij vanaf 1937 woonde en werkte, aan een hartstilstand overleden.

13

De eigenschappen van witte dwergen We hebben gezien dat lichte en middelzware sterren met een beginmassa van één tot acht zonsmassa’s op hun levenspad veel materie kwijtraken. Daardoor kunnen ze zich in hun latere leven ontwikkelen tot een witte dwerg. Uit deze naamgeving blijkt al dat we dan te maken hebben met een klein hemelobject dat witheet gloeit van de warmte die erin is opgeslagen. Het is inmiddels een vaststaand feit dat een witte dwerg een massa kan bezitten van zo’n half tot anderhalf maal de massa van onze zon. Deze hoeveelheid massa is samengeperst in een vaste klomp van ongeveer ter grootte van de aarde. (Hoe groter de massa van het object, hoe kleiner zijn middellijn.) In een dergelijke extreme toestand kan één kubieke centimeter materie van een witte dwerg (een volle vingerhoed) een gewicht hebben van duizend kilogram, maar de dichtheid varieert en is afhankelijk van de totale massa van de witte dwerg. Daarmee vergeleken is onze Zon erg licht, met een gemiddelde dichtheid van slechts anderhalve gram per kubieke centimeter. Het inwendige van een witte dwerg bestaat uit koolstof en zuurstof. Aan de buitenzijde van het superdichte inwendige kan nog wat helium en waterstof voorkomen, het overblijfsel van de buitenlagen van de oorspronkelijke rode reus. Bovendien zijn er overal in de witte dwerg nog hele kleine hoeveelheden van andere elementen aanwezig. Aanvankelijk hebben witte dwergen een oppervlaktetemperatuur van wel honderdduizenden , maar in de loop van honderden miljoenen jaren koelen ze langzaam af tot koude, zwarte dwergen. Zoals ’gewone’ sterren hebben ook witte dwergen niet het eeuwige leven.

Materie in een witte dwerg is gedegenereerd Een atoom is opgebouwd uit één kern die positief geladen protonen en vier neutrale neutronen bevat. Door de aanwezigheid van de neutronen kunnen de protonen in de kern bij elkaar blijven. Verder één of meer negatief geladen elektronen die in schillen daaromheen draaien. Elk van die schillen is op te vatten als een bepaalde omloopbaan. Zoals bijgaande tekening laat zien heeft bijvoorbeeld het element lithium één kern van drie protonen en vier neutronen waar Figuur 6: Eenvoudige weergave van het lithiumatoom. drie elektronen verdeeld over twee schillen omheen Niet op schaal! cirkelen. De afmeting van een atoom wordt bepaald door de middellijn van de elektronenschillen. Deze zijn ruwweg vijftigduizend maal groter dan de middellijn van de kern. Zou men zich de kern voorstellen zo groot als een knikker neergelegd in het midden van het Rotterdamse voetbalstadion De Kuip, dan

14

DE KENMERKEN VAN WITTE DWERGEN

loopt het elektron op de tribune. Uit dit voorbeeld kunnen we opmaken dat een atoom voor meer dan 99,999999 procent leegte is, en vrijwel geen ruimte inneemt. In gewone materie zoals bij de aarde zijn de banen van de elektronen van de atomen nog gewoon intact. De (buitenste) elektronenschillen van de atomen zijn bepalend voor hun onderlinge afstand tussen de deeltjes, en daardoor kunnen de atomen elkaar niet dichter naderen dan tot die buitenschillen. Voor de materie in witte dwergen is de situatie geheel anders. Door de zeer sterke zwaartekracht in een witte dwerg zijn de atomen (het materiaal) daar enorm samengedrukt. Het was de Engelse natuurkundige Ralph Fowler die in 1926 dankzij het werk van zijn voorgangers Enrico Fermi en Paul Dirac kon becijferen dat als gevolg hiervan de atoomkernen dichter bij elkaar zitten dan de middellijn van de kleinst mogelijke stabiele elektronenschillen. In deze toestand zijn de schillen met elektronen gekraakt, waardoor de elektronen geen banen meer rondom de atoomkernen kunnen beschrijven. Ze worden nu een gas van losse elektronen die vrij tussen de dicht op elkaar gelegen atoomkernen door bewegen. Materie in deze toestand noemt men gedegenereerd of ontaard. De materie in een witte dwerg zal dus een grote dichtheid bereiken. Daardoor hebben de deeltjes een kleine bewegingsruimte, en je zou dan verwachten dat hun snelheden klein zijn. Maar volgens de Oostenrijkse natuurkundige Wolfgang Pauli is deze conclusie niet juist. Hij formuleerde in 1925 zijn uitsluitingsprincipe, hetgeen inhoudt dat de gedegenereerde elektronen in die beperkte ruimte juist grote snelheden kunnen halen. Daarbij oefenen deze deeltjes een grote tegendruk uit, waarmee ze voorkomen dat witte dwergen niet verder instorten onder invloed van de gigantische druk die binnen deze exotische hemellichamen heerst.

De aarde blijft zijn omvang behouden dankzij de tegenwerkende kracht van de ongeschonden atomen tegen de zwaartekracht van onze planeet. Neutronensterren hebben hun bestaansrecht te danken aan de gedegenereerde neutronen, die de werkende zwaartekracht op de neutronenster tegenhouden. Maar niets kan een stellair zwart gat ervan weerhouden om letterlijk ineen te krimpen tot niets, tot een oneindig klein punt waarin de materie van het zwarte gat tot een oneindige grote dichtheid wordt samengeperst. De ruimte- tijdkromming is daar oneindig groot. Zo’n oneindig klein punt noemt men ook wel een singulariteit.

De ontdekking van de eerste witte dwerg

De helderheid voor de allerhelderste witte dwergen in ons Melkwegstelsel zijn van de achtste magnitude. Deze maat voor de helderheid van deze objecten (en sterren) aan de hemel is niet toereikend om ze met het blote oog te kunnen waarnemen. Daarentegen is een fractie van de sterren in de Melkweg ons beter gezind. Van de naar schatting tweehonderd miljard sterren die het Melkwegstelsel rijk is, kunnen we in onze streken - op het noordelijk halfrond - een Figuur 7: Zoekkaartje Sirius. Sirius is net paar duizend van die stralende lichtpunals Orion een mooi object voor de winterten met een helderheid uiteenlopend van avonden. magnitude +6 tot -1 wel bekijken. Het zal dan opvallen dat sommige van die sterren gezien vanaf de aarde gegroepeerd zijn in veelal opvallende sterrenbeelden zoals de Grote Beer, de Leeuw en Orion. Sommige afzonderlijke sterren binnen een sterrenbeeld hebben een eigen naam zoals de Poolster (Polaris) van de Kleine Beer, en de roodachtige Betelgeuze linksboven in Orion. Voorts zullen bespieders van de nachthemel bemerken dat er zwakke en heldere sterren te bespeuren zijn. Eén zo’n heldere ster aan het firmament is Sirius (magnitude -1,4 ) die ook wel de Hondsster wordt genoemd. Als Sirius in de zomer ’s ochtends iets eerder opkomt dan de zon, breekt normaliter de warmste periode van het jaar aan, de zogenoemde Hondsdagen, vandaar de naam Hondsster. De dampkring van de aarde kan deze ster oogverblindend laten fonkelen, en sterrenkundigen weten inmiddels dat Sirius een witte dwerg als metgezel heeft. Het was een memo15

16

DE ONTDEKKING VAN DE EERSTE WITTE DWERG

rabele ontdekking van de eerste witte dwerg in de kosmos. Deze vondst is op een prachtige wijze tot stand gekomen, en was tevens een aanwijzing voor het bestaan van witte dwergen in het heelal.

Waarnemingen aan Sirius De twinkelende ster Sirius is de hoofdster in het sterrenbeeld Canis Major (Grote Hond). Ze staan in de wintermaanden niet erg hoog boven de zuidelijke horizon, maar zijn toch gemakkelijk te vinden. Sirius is ruim twee keer zo zwaar als de zon, bijna zuiver wit van kleur, en zijn oppervlaktetemperatuur bedraagt zo’n 10.000 . Het is de helderste ster aan de hemel (afgezien van de zon), en staat op een afstand van circa 8,6 lichtjaar van de aarde, of omgerekend 82 biljoen kiloFiguur 8: Sirius A en B. Simeter. De Duitse sterrenkundige Friedrich Bessel rius B is het hele kleine licht(1784-1846) bepaalde in de periode van 1830 tot puntje links onder, de strepen 1844 de positie van Sirius aan de hemel. Daaruit zijn afbeeldingsfouten van de optiek.[21] verkondigde hij in 1844 dat de eigenbeweging van Sirius zich niet volkomen rechtlijnig door de ruimte voortbeweegt. Ze voerde daarentegen een golvende beweging uit tegen de achtergrond van verderaf gelegen sterren. Bessel concludeerde hieruit dat dit grillige gedrag te wijten moest zijn aan een onzichtbare ster dat om de heldere Sirius draait. De Duitse astronoom Christian August Friedrich Peters uit Hamburg had zelfs omstreeks 1850 de omlooptijd van de ellips baan van deze vermeende begeleider berekend op zo’n vijftig jaar.

Pas achttien jaar later bleek de bewering van Bessel juist te zijn. Toen was het de gerenommeerde Amerikaanse telescoopbouwer en astronoom Alvan Clark (18041887) uit Cambridge te Massachusetts (VS), die in 1862 zijn 45-centimeter Dearborn Telescope had gebouwd. De kwaliteit van de telescoop liet hij testen door zijn 29-jarige zoon Graham, ook een vermaard bouwer van telescopen. Hij richtte op 31 januari Figuur 9: De baanbewegingen van Si1862 het instrument op de ster Sirius en rius A en -B in ellipsvormige banen om het gemeenschappelijk zwaartepunt. tot zijn grote verrassing zag Graham vlak naast de heldere Sirius een zwak sterretje staan. Vol trots heeft Clark junior dan ook deze ontdekking bekendgemaakt. De

17

sterrenkundige wereld reageerde niet erg verbaasd over deze vondst. Men redeneerde dat er met het blote oog vele zwakke sterren aan het uitspansel te ontwaren zijn. En deze nieuw ontdekte ster zou dan ook een gewone zwakke ster zijn. Zo zwak dat hij zonder telescoop niet te zien is, omdat deze veel minder licht zou uitstralen dan Sirus. Later wetenschappelijk onderzoek wees uit dat het een bizar hemelobject bleek te zijn.

Het sterretje is een witte dwerg Het was de Amerikaanse sterrenkundige Walter Adams (1876-1956) die in 1915 vanaf de Mount Wilson-sterrenwacht in Californië het spectrum van het sterretje bij Sirius vastlegde. Volgens hem leek het spectraaltype op dat van Sirius of van een iets koelere ster. In een spectrum is het licht van een ster ’uiteengerafeld’ in de kleuren van de regenboog. Metingen aan zo’n kleurenband (spectrum) verschaft ons informatie over de temperatuur van het oppervlak van een ster. Op deze manier dacht Adams voor het lichtzwakke sterretje een temperatuur van rond 8.000 te meten. Sindsdien is de temperatuur door de Amerikaan Jesse Greenstein en anderen herhaaldelijk naar boven bijgesteld. Met de komst van de ruimtevaart werd het mogelijk om het volledige energiespectrum van Sirius B te observeren. Zo kon men met de in 1983 gelanceerde Europese röntgensatelliet EXOSAT een betrouwbare temperatuur van ongeveer 32.000 vaststellen. Het blijkt dus om een zeer hete witte ster te gaan, die de temperatuur van Sirius drie keer overtreft. Dat hij ondanks deze hoge oppervlaktetemperatuur maar een geringe hoeveelheid licht per seconde uitstraalt (lichtkracht), en daardoor zo’n zwakke verschijning - magnitude +8,5 - aan de hemel is, kan maar een ding betekenen. Het hemellichaam moet erg klein zijn, en dat hebben sterrenkundigen ook aangetoond. Uit de waargenomen temperatuur en lichtkracht konden ze berekenen dat het sterretje een middellijn heeft van circa 12.000 kilometer. Dat is iets kleiner dan de diameter van de aarde. Toch kan dat kleine sterretje de vrij zware Sirius merkbaar van het rechte pad doen afwijken. Uit de grootte van deze afwijking kan men afleiden dat de begeider van Sirius bijna even zwaar is als onze zon. Dat is in overeenstemming met waarnemingen vanaf de jaren negentig van de vorige eeuw met de Amerikaanse Hubble Space Telescope. Uit bovenstaande bevindigen wordt het gaandeweg duidelijk dat we te maken hebben met een wonderlijk object met een hoeveelheid massa als die van de zon oftewel ruim 330.000 aardmassa’s, samengeperst in een volume zo groot als de aarde. Sterrenkundigen noemen hem een witte dwerg. Het materiaal van dat compacte object is zo enorm samengedrukt dat één kubieke meter van deze materie een massa heeft van bijna twee miljoen kilogram. Zijn dichtheid is dan ook een slordige 400.000 maal groter dan die van de aarde. Onder deze omstandigheden is de aantrekkingskracht op het oppervlak van de witte dwerg zo extreem sterk, dat een

18


mens er honderden keren meer zou wegen dan op aarde. In de sterrenkundige gemeenschap is afgesproken om de Hondsster (de hoofdster) Sirius A te noemen en de witte dwerg Sirius B. (De dwerg kreeg de bijnaam ’de Pup’.) Uit waarnemingen aan de baan van Sirius A van de afgelopen anderhalve eeuw heeft men bepaald dat Sirius A en Sirius B in ruim vijftig jaar eenmaal rondom hun gemeenschappelijk zwaartepunt draaien, en dus met elkaar zijn verbonden. Dat is in overeenstemming met wat Christian Peters in het midden van de negentiende eeuw had berekend. De onderlinge afstand van beide componenten is tegenwoordig aan het toenemen, iets wat gunstig is voor het doen van waarnemingen aan het systeem. Onder optimale omstandigheden zou het voor amateurs mogelijk moeten zijn om Sirius B op zijn minst met een 25 centimeter spiegeltelescoop of een 15 centimeter lenzenkijker visueel te bekijken.

Meer witte dwergen in ons Melkwegstelsel Sinds de ontdekking van de (dichtsbijzijnde) eerste witte dwerg Sirius B in 1862 zijn er meer nabije witte dwergen in ons Melkwegstelsel opgespoord. Zo werd bijvoorbeeld op de Lick-sterrenwacht in Californië door de Duits-Amerikaanse sterrenkundige John Martin Schaeberle (1853-1924) in 1896 Procyon B in het sterrenbeeld Canis Minor (Kleine Hond) ontdekt. Deze begeleider van de ster Procyon A was eerder ook al door Bessel voorspeld op basis van zijn waarnemingen aan deze heldere ster. Aan het begin van 1900 hadden waarnemers er al een tiental in het vizier gekregen. En rond 1980 waren er al bijna drieduizend witte dwergen ontdekt. Een groot aantal hiervan zijn door onze vroegere landgenoot Willem Luyten (1899-1994) gevonden. Hij heeft in Amerika meer dan vijftig jaar van zijn leven de sterrenhemel met succes afgespeurd naar deze categorie hemellichamen. Onder de door Luyten ontdekte witte dwergen zijn exemplaren die extreem compact zijn, en daardoor een veel grotere dichtheid hebben dan Sirius B. Zulke zwaargewichten zijn overigens wel in de minderheid. Een voorbeeld hiervan is het object met Figuur 10: Prof. dr. Willem J. Luyten (1899 - 1994)[31] het catalogusnummer LP 768-500, dat slechts half zo groot is als de maan, maar wel een dichtheid heeft van maar liefst 500 miljoen kilogram per liter. Dat staat in schril contrast met de aarde, die het gemiddeld met maar 5,4 kilogram materie per liter moet doen. Voorts zijn er in de jaren negentig van de vorige eeuw door de Duitse röntgensatelliet ROSAT, en de Amerikaanse satelliet EUVE voor het waarnemen van extreem-ultraviolette straling, vele stralingsbronnen aan de hemel gedetecteerd. Bij het bestuderen van deze

19

meetgegevens kwamen er ruim tweehonderd hete witte dwergen aan het licht. Astronomen denken dat er elke paar jaar enkele nieuwe uitgedoofde sterren worden gevormd. Op basis hiervan is het aannemelijk dat ons Melkwegstelsel ruim tien miljard witte dwergen herbergt. Het leeuwendeel zal een massa hebben van rond de 0,7 maal die van de zon, waarbij deze massa in een ruimte gepropt zit ter grootte van de planeet aarde. Sommige bewegen alleen door de ruimte, maar velen zijn begeleiders van gewone sterren in nauwe dubbelstersystemen zoals Sirius B.

De zoektocht aan het begin van deze eeuw SDSS-survey Ook in deze eeuw gaat men onverminderd verder met het zoeken naar witte dwergen. Het Amerikaanse onderzoeksprogramma Sloan Digital Sky Survey (SDSS) maakt gebruik van een 2,5 meter telescoop in New Mexico. Dit project is begonnen in het jaar 2000, waarbij een kwart van de sterrenhemel systematisch in kaart wordt gebracht. Omdat SDSS vooral is opgezet om (jonge) Figuur 11: De SDSS-III telescoop (2,5m sterrenstelsels op te sporen en te cataf/5) staat in New Mexico, VS.[11] logiseren die zich in de diepte van het heelal bevinden, zoekt men voornamelijk het deel van de hemel af dat zich buiten de Melkwegband van ons sterrenstelsel bevindt. Want daar staan immers minder sterren en stofwolken aan de hemel. Aan dat hemelgebied hebben sterrenkundigen dus een tamelijk onbelemmerd uitzicht in de diepe kosmos. Dat maakt het gemakkelijker om deze verre sterrenstelsels te vinden. Voor het ontdekken van witte dwergen is deze methode echter minder geschikt. Ondanks dat zijn in de waarnemingsgegevens van SDSS inmiddels al zo’n vijftienduizend witte dwergen ontdekt. Met de telescoop van de Sloan Digital Sky Survey worden nu vervolgprojecten uitgevoerd, en analyses van de waarnemingen blijven voortduren. UVEX-survey Een ander project om witte dwergen te zoeken is de UV Excess Survey (UVEX), waar Nederlandse en Engelse sterrenkundigen een belangrijk aandeel in hebben. Hiervoor wordt gebruikgemaakt van waarnemingen die door de 2,5 meter Isaac Newton Telescope op La Palma (Canarische Eilanden) zijn verricht. In tegenstelling tot SDSS zal UVEX juist de band van de Melkweg stelselmatig afzoeken naar hete hemellichamen. Omdat we daar volop in ons eigen Melkwegstelsel kijken, zien we er veel meer sterren

20


en dus vanzelfsprekend ook meer witte dwergen. Maar er zitten ook twee nadelen aan deze survey: 1. Het hinderlijke stof in de Melkweg zal een groot deel van het blauwe sterlicht tegenhouden, waardoor witte dwergen moeilijk te ontwaren zijn. 2. Ook staan er zoveel sterren in de Melkweg dat ze op foto’s moeilijk uit elkaar te houden zijn. Dat is ook niet zo vreemd, omdat er meer dan honderdduizend op één foto kunnen staan, in een gebiedje ter grootte van de Volle Maan. Je kunt echter het eerste nadeel in een voordeel omzetten. Het stof in de Melkweg kan namelijk gebruikt worden om witte dwergen eenvoudig te herkennen, waardoor er in weinig tijd heel veel gevonden kunnen worden. Inmiddels hebben sterrenkundigen een klein deel van de Melkweg afgetast. Dat heeft anno 2010 al enkele duizenden nieuwe witte dwergen opgeleverd. Op basis van hun verschijningskleur door breedbandige filters zoekt en classificeert de Nijmegenaar Eelco de Groot van de Radboud Universiteit Nijmegen naar witte dwergen voor opname in de UVEX-database. We zien dat beide projecten succesvol te werk gaan met het opsporen van deze kleine hemellichamen. Het ligt dan ook voor de hand dat astronomen nog vele nieuwe witte dwergen in de boeken kunnen gaan bijschrijven.

Ons sterrenstelsel wordt het Melkwegstelsel genoemd - kortweg de Melkweg - vanwege zijn melk- en nevelachtig voorkomen. Als we op een heldere nacht in de nazomer naar de hemel kijken, kunnen we een wazige lichtende band ontwaren. Deze band loopt vanaf de sterrenbeelden Cassiopeia en Cepheus via de Zwaan en de Arend naar de Boogschutter en de Schorpioen, om vervolgens onder de zuidelijke horizon te verdwijnen. Deze lichtende band werd al door de oude Grieken de Melkweg genoemd. Hij wordt gevormd door het samenvloeien van het licht van vele miljarden sterren op grote afstand van ons vandaan. Er bevinden zich ongetwijfeld vele witte dwergen in deze lichtband.

Planetaire nevels: souvenirs van witte dwergen

Ons sterrenstelsel en andere ’eilanden van sterren’ in het universum zijn goed voorzien van nevelachtige objecten. We kunnen we er veel van zien in de Melkweg als wazige nevelvlekken, omdat ze relatief dichtbij de Aarde staan. Ze werden voor het eerst in 1781 door de Franse sterrenkundige en kometenjager Charles Messier (1730-1817) gecatalogiseerd. (De Messier-catalogus bevat honderdtien objecten.) We kunnen de nevels in drie hoofdgroepen rangschikken. Zo zijn er de diffuse nevels zoals de Orionnevel (M42), de Trifidnevel (M20), de Lagunenevel (M8) en de Adelaarnevel (M16). Deze gebieden van gas en stof worden tot lichten gebracht door straling van nabijgelegen jonge sterren. Dit is een teken dat het vruchtbare regio’s zijn voor de vorming van nieuwe sterren. Overigens is de Orionnevel met het blote oog te bezichtigen onder de drie gordelsterren van het wintersterrenbeeld Orion boven de zuidelijke horizon. En met een verrekijker is het complex een oogstrelend schouwspel. Dan hebben we nog de nevelflarden, de zogeheten supernovaresten. Ze bestaan uit gassen die door een hele zware ster tijdens zijn doodsstrijd in alle richtingen zijn weggeslingerd. De beroemde Krabnevel (M1, nummer 1 in de catalogus van Messier) in het dierenriemsterrenbeeld de Stier is zo’n herinnering van de destructie van een zware ster die in het jaar 1054 plaats vond, en door Chinese astronomen is opgetekend en uitgebreid beschreven is. De bekende Ierse waarnemer Lord Rosse gaf de nevel zijn naam. In 1844 maakte hij achter zijn telescoop een tekening van het object en vond dat de nevel op een veelpotige krab leek. Deze nevel staat op 5000 lichtjaar van onze planeet en is onder gunstige omstandigheden met een flinke verrekijker zichtbaar. Tot slot zijn er de planetaire nevels, waarvan Messier er maar vier in zijn catalogus heeft opgenomen. Deze glorieuze nevels ontstaan tijdens de overgang van ster naar witte dwerg. Ze kunnen vanaf de aarde vele jaren lang na hun ontstaan met telescopen worden geobserveerd. Dan wordt duidelijk dat deze gasnevels het Melkwegstelsel extra glans geven. 21

22

PLANETAIRE NEVELS: SOUVENIRS VAN WITTE DWERGEN

Planetaire nevels markeren levenseinde sterren We weten inmiddels dat sterren van geringe massa zoals de Zon tijdens het reuzenstadium instabiel worden. De buitenlagen van de verworden rode reus beginnen dan te pulseren met het gevolg dat er enorme hoeveelheden gas de ruimte wordt ingeblazen. Dat gaat met snelheden van enkele tientallen kilometers per seconde. In dat stadium van zijn bestaan zal de rode reus zich ontwikkelen tot een zeer heet klein blauw sterretje waar geen fusiereacties meer optreden. Figuur 12: De Zon op 16-2-2011, gefotoHij lijkt al in vele opzichten op een witte grafeerd door een filter van 450nm.[29] dwerg en zal het weldra ook echt worden. Als het zover is, dan krijgen we de bijzondere situatie dat er in het midden van het complex een witte dwerg staat die wordt omgeven door een erg ijl gasmengsel. Omdat een witte dwerg een zeer hoge oppervlaktetemperatuur heeft van vele tienduizenden graden Celsius, zal hij veel energierijke ultraviolette straling uitzenden. Deze straling heeft het vermogen om het eerder uitgestoten gasomhulsel te laten oplichten tot gloeiende gasschillen in uiteenlopende kleuren, die men planetaire nevels noemt. Ze zijn helaas niet met het blote oog te observeren. De waarneembare planetaire nevels hebben een middellijn van circa één lichtjaar oftewel bijna tien biljoen kilometer. (tien miljoen x miljoen kilometer.) De centrale witte dwerg is niet in staat om het gas in de nevels op nog grotere afstand te verlichten. De nevels zijn doorgaans bolvormig. Maar ze kunnen zich gemakkelijk vervormen door magnetische velden of door nabije sterren, en daardoor schitterende complexe structuren aannemen. Ook de wijze waarop materie de stervende ster verlaat is bepalend voor de vorm van deze hemelobjecten. Zo zijn er elliptische nevels, symmetrische nevels, asymmetrische nevels en nevels met de vorm van een merkwaardige zandloper. Al deze wonderlijke planetaire nevels hebben een korte levensduur van hooguit enkele tienduizenden jaren. Daarna zijn ze zover uitgedijd en daardoor zo verdund, dat we de nevels niet langer meer met telescopen kunnen zien, iets dat geldt voor het uitgestoten materiaal rond Sirius B.

Het Nederlands onderzoek Het is de Nederlandse hoogleraar theoretisch sterrenkunde Vincent Icke - een graag geziene gast bij het t.v. programma ’De wereld draait door’ - die zich onder meer bezighoudt met het bestuderen van stromingen van gas bij objecten, zoals planetaire

23

nevels rondom witte dwergen. Zo heeft hij modellen ontwikkeld die kunnen verklaren hoe de afwijkende vormen van planetaire nevels ontstaan. Voor de oplossing hiervan maakte Vincent gebruik van een dertig jaar oude publicatie van de Russische wiskundige Kompaneyets. Ook promovendus en computerfreak Garrelt Mellema heeft aan dit onderzoek bijgedragen. Naast zijn beroep als sterrenkundige is Icke een bevlogen popularisator van dit vakgebied. Hij schrijft mooie toegankelijke boeken zoals De ruimte van Christiaan Huygens, en geeft regelmatig lezingen voor een breed publiek door het gehele land. Voor al dit werk met als doel om ’gewone’ mensen deelgenoot te maken van ons heelal, mocht hij op 19 mei 2010 tijdens de Nederlandse Astronomen Conferentie in Cuijk (Noord-Brabant) de Willem de Graaffprijs in ontvangst nemen. Een dergelijke prijs ter nagedachtenis aan Willem de Graaff ter grootte van 1500 euro, wordt eenmaal in de drie jaar uitgereikt. Prof. Dr. Willem de Graaff (1923-2004) was actief binnen de Nederlandse Vereniging voor Weer- en Sterrenkunde, en heeft meer dan zeshonderd lezingen verzorgd. De vereniging vond het daarom een goede reden om zo’n prijs naar hem te vernoemen.

Dan hebben we nog de bouwers en het wetenschappelijk team van de eerste Nederlandse kunstmaan in het midden van de jaren zeventig van de vorige eeuw. Dat was de ANS (Astronomische Nederlandse Satelliet) met een gewicht van 130 kilogram. Hij had instruFiguur 13: Astronomische Nederlandse Samenten aan boord voor het meten van telliet (ANS). röntgenstraling en ultraviolette straling. De satelliet waarin Fokker en Philips betrokken waren, werd in juli 1974 met een vliegtuig van de Lufthansa van ons land naar de Verenigde Staten gevlogen. Daar werd de kunstmaan een maand later vanaf de Amerikaanse basis Vandenberg in Californië met een Scout-raket gelanceerd. Tijdens zijn vele omwentelingen om de aarde heeft ANS onder andere planetaire nevels aan de hemel bestudeerd. Dat gebeurde met het ultraviolet instrument dat ontworpen en gebouwd was door de Werkgroep Ruimte-Onderzoek van de Rijks Universiteit Groningen. In de loop van de tijd werd de satelliet door wrijving met luchtdeeltjes in de aardatmosfeer langzaam maar zeker afgeremd, om uiteindelijk op 14 juni 1977 daarin te verbranden. Dat was het einde van de missie van ANS, maar het startpunt voor Nederland voor het bouwen van instrumenten voor vele wetenschappelijke satellieten in de wereld.

24


Planetaire nevels sieren ons Melkwegstelsel De Duits-Britse sterrenkundige en voormalig musicus William Herschel (1738-1822) heeft voor zichzelf grote telescopen gebouwd. Daarmee heeft hij samen met zijn zuster Caroline - eveneens een gerespecteerd sterrenkundige - vele waarnemingen vanuit zijn achtertuin aan de nachtelijke hemel verricht. Daarbij ontdekte William in maart 1781 de grote planeet Uranus, die in de buitenwijk van ons zonnestelsel zijn rondjes om de zon draait. De excellente waarnemer heeft tijdens zijn leven onder andere ook verschillende opvallende ronde gasnevels waargenomen. Hij vond dat ze door zijn telescopen oogden als zwak verlichte schijven die op planeten leken, zoals de planeet Uranus. Om die reden bedacht Herschel toen de naam planetaire nevel. De eerste nevel die hij zo benoemde was NGC 1514, een ronde nevel die hij rond 1784 ontdekte. De gasnevels hebben echter in werkelijkheid niets met planeten te maken, maar de verwarrende term wordt twee eeuwen later nog steeds gebruikt. Het is Herschel trouwens later ook nog gelukt om in veel gevallen de (vrijwel) ontzielde ster in het centrum van een dergelijke nevelvlek te ontdekken. Dat lukte hem voor het eerst in 1786 bij de planetaire nevel met de bijnaam de Kattenoognevel - NGC 6543 - gelegen in het circumpolaire sterrenbeeld Draco (de Draak). (Circumpolair wil zeggen dat deze constellatie nooit onder de horizon verdwijnt.) Enkele jaren later had Herschel al het sterke vermoeden dat een dergelijke ster met de gasschillen verbonden was. De Kattenoognevel met bijna een helderheid van magnitude +9, is toevalligerwijs ook het eerste object in zijn soort dat rond 1860 door de Britse astronoom William Huggins (1824-1910) vanaf zijn eigen sterrenwacht in Upper Tulse Hill, nu een voorstad van Londen, spectroscopisch werd geanalyseerd. Uit deze analyse kon hij afleiden dat de nevel uit lichtgevend gas bestaat - en bewees hiermee het gelijk van Herschel - iets wat later ook voor al die andere planetaire nevels in de ruimte is aangetoond. De meeste van de thans zo’n tweeduizend bekende planetaire nevels bevinden zich op grote afstand van de aarde. Ze zijn vrij klein, tamelijk zwak en daardoor met kleinere telescopen met moeite zichtbaar. Maar grotere geavanceerde telescopen op hoge bergtoppen bieden de mogelijkheid om hun vaak prachtige structuren te bewonderen. En met de in 1990 gelanceerde Hubble Space Telescope zijn de afgelopen jaren vele spectaculaire foto’s van planetaire nevels gemaakt, waaruit ook blijkt dat ze een rijkdom van allerlei vormen kunnen vertonen.

25

Enkele van die bekende juweeljes die de sterrenhemel sieren zijn bijvoorbeeld de Halternevel (M27), de Ringnevel (M57), de Uilnevel (M97) en de Helixnevel (NGC 7293). Maar helaas wordt het merendeel van de naar schatting meer dan honderdduizend planetaire nevels in ons Melkwegstelsel door grote hoeveelheden Figuur 14: Amateuropname van M27 van stof tussen de sterren aan het zicht ontAndré van de Hoeven.[32] trokken.

Nevels kijken vanaf Kitt Peak De heer Mat Drummen heeft onder optimale omstandigheden met zijn eigen ogen enkele planetaire nevels kunnen zien. De voormalig directeur van Stichting ’De Koepel’, een informatiecentrum voor sterrenkunde, was namelijk in mei 2010 in de gelegenheid om een gehele nacht te vertoeven op de Amerikaanse professionele sterrenwacht Kitt Peak in de staat Arizona. Het bekende complex met zijn tientallen telescopen ligt op de 2100 meter hoge bergtop Kitt Peak in de buurt van de stad Tucson. De weersgesteldheid was op die bewuste nacht van 20 op 21 mei uitmuntend, dus konden Mat en zijn vrouw met volle teugen genieten van de wonderschone sterrenhemel op deze bergtop in de woestijn. Dit was nog maar aan het begin van de avond. Ze hadden voor die datum ook een afspraak gemaakt om gebruik te maken van een 20 inch (50,80 centimeter) Ritchey-Chrétien telescoop voor een nachtsessie. Deze telescoop in het fraaie bezoekerscentrum is speciaal bestemd voor onder meer amateursterrenkundigen.

26


Zo kreeg Mat Drummen met dit instrument de Ringnevel (M57) in het kleine sterrenbeeld Lyra (de Lier) in het vizier. Hij staat op een afstand van circa vijfduizend lichtjaar van de aarde. In het centrum van deze cirkelvormige planetaire nevel kon hij de ineengekrompen kern van de oorspronkelijke ster aanschouwen, een object met een temperatuur van 120.000 en een helderheid van magnitude +15. Een ander pronkstuk dat in het zicht van de kijker kwam was de HalFiguur 15: De Stekelrog nevel. Hubble ternevel (M27) in het sterrenbeeld Vulopnmame van deze jongst bekende planepecula (Vosje), die ongeveer vierduizend tare nevel.[24] jaar geleden is gevormd. De nevel staat op ruwweg twaalfhonderd lichtjaar van ons vandaan. Hem was voor hem een grote en heldere verschijning, waarin de vorm van een halter aardig zichtbaar was. Voorts waren de twee planetaire nevels NGC 7662 - met twee aanhangsels - in het sterrenbeeld Andromeda, en NGC 6210 - duidelijk blauw van kleur - in het sterrenbeeld Hercules, meer dan de moeite waard om te bekijken. Natuurlijk is er in die nacht door het duo ook naar andere deepskyobjecten, een term voor objecten buiten ons zonnestelsel, gekeken. Dat waren een supernovarest, gasnevels, sterrenstelsels, en bolvormige sterrenhopen. Een bolvormige sterrenhoop is een groep van honderden tot honderdduizenden oude sterren die samen min of meer een bol vormen, en rond het centrum van ons Melkwegstelsel draaien. Na al dat moois aan het ’Kitt Peak firmament’ te hebben bewonderd, zal het echtpaar Drummen ongetwijfeld tevreden huiswaarts zijn gekeerd.

Planetaire nevels zullen uiteindelijk verwaaien in de ruimte tussen de sterren van vele sterrenstelsels. Maar het gas gaat niet allemaal verloren. Het materiaal dat ooit is uitgeworpen door sterren, wordt weer gebruikt om met andere gaswolken nieuwe sterren te creëren. Maar over tientallen miljarden jaren is er onvoldoende gas in de stelsels aanwezig om nog sterren te maken. Als dan de laatste sterren zijn uitgedoofd, zullen de eens zo prachtige sterrenstelsels waaronder ons Melkwegstelsel zich in volkomen duisternis hullen.

Witte dwergen en hun explosies

Als we naar de nachthemel kijken, lijkt de kosmos zo vredig en sereen, maar schijn bedriegt. In werkelijkheid leven we in een onstuimig heelal. Dat is ook logisch want alle hemelobjecten bewegen door de ruimte en evolueren, en dat kan niet zonder gevolgen blijven. Daarom zijn botsingen, explosies en relatief kleine erupties in het grote universum aan de orde van de dag. Computersimulaties van sterren en groepen van sterrenstelsels in samenhang met observationele waarnemingen met geavanceerde (ruimte)telescopen bevestigen dit beeld. Zo was in de zomer van 1994 ons zonnestelsel het toneel van een opzienbarende gebeurtenis, toen de reuzenplaneet Jupiter getroffen werd door de brokstukken van komeet Shoemaker Levy 9. Ook onze aarde is van tijd tot tijd het mikpunt van kleine en grote inslagen van kosmische projectielen vanuit de ruimte. Het is zelfs verscheidene keren voorgekomen dat de Aarde werd geraakt door een grote planeto¨ıde of komeet, waarbij een groot deel van alle levensvormen (dinosaurussen helemaal) plotseling uitstierven. En dan te bedenken dat de grote planeet Jupiter al heel wat klappen voor ons heeft opgevangen. Verder kunnen sterrenstelsels met elkaar in botsing komen, wat in de regel gepaard gaat met een toename van de geboorte van sterren. Ook de Melkweg, het sterrenstelsel waarin wij ons bevinden, komt tijdens zijn reis door het heelal in aanraking met andere sterrenstelsels. Volgens berekeningen van astronomen zal hij sowieso over ruim twee miljard jaar met het grote naburige spiraalvormige Andromedastelsel crashen. Voorts is er elke seconde een spectaculaire explosie van een hele zware ster in de kosmos, waarmee een einde aan zijn bestaan komt. Een bekend voorbeeld is de ster Sanduleak gelegen in het nabije kleine, onregelmatige sterrenstelsel de Grote Magelhaense Wolk, die in februari 1987 werd uiteengereten. Lichte sterren zoals de Zon vertonen iets minder geweld als ze hun laatste adem uitblazen. Ook witte dwergen laten zich niet onbetuigd. In bepaalde omstandigheden kunnen ze door hun activiteiten bij herhaling oplichten (in vakjargon een nova), of ze gaan hun ondergang tegemoet tijdens een gigantische uitbarsting, een supernova geheten. [meervoud van nova is novae] 27

28

WITTE DWERGEN EN HUN EXPLOSIES

De klassieke novae

In een dubbelstersysteem draaien twee sterren keurig hun rondjes om hun gezamenlijk zwaartepunt. Hiervan bevinden er zich talrijke exemplaren in de ruimte. Als het duo twee lichte sterren zijn, zal de zwaarste ster zich het eerst ontwikkelen tot een witte dwerg, terwijl de lichtste ster daar veel meer tijd voor nodig heeft. Op een gegeven ogenblik krijgen we dus de situatie dat een witte dwerg en een koele rode ster om elkander heen draaien. Onder deze omstandigheden kan een witte dwerg op gezette tijden opvlammen.

In zo’n nauw stelsel zal de witte dwerg namelijk door zijn geweldige aantrekkingskracht gas van vooral waterstof van zijn begeleider op leeftijd naar zich toe trekken. De constante stroom materie verzamelt zich eerst in een platte accretieschijf (in het Nederlands de groeischijf), die zich rondom het supercompacte hemellichaam vormt en er omheen draait. Figuur 16: Tekening van materieoverdracht van ster naar witte dwerg.[28] Door botsingen tussen de atomen in de groeischijf wat gepaard gaat met turbulente remmingen in de materieschijf, zal het gas alsnog naar het oppervlak van de witte dwerg spiraliseren. Het aangetrokken verse gas begint zich op te stapelen op het oppervlak van de vraatzuchtige witte dwerg. Door de enorme zwaartekracht aan de oppervlakte van het hemelobject wordt het ingevangen waterstof samengeperst en verhit. Op die manier zal de druk en de temperatuur tot dramatische hoogte toenemen. Een proces dat nog eens wordt versterkt naarmate er meer materie op de witte dwerg valt. Op een gegeven moment zal de laag gas zo dik worden, dat de waterstof in de laag spontaan wordt omgezet in helium. Bij deze thermonucleaire reactie zal in veel gevallen de ontvangen laag waterstof in korte tijd in een keer fuseren. Daarbij zal er voldoende energie vrijkomen om deze laag in omvang van een rode reus te laten toenemen. Het vervolg van deze explosieve kernfusiereactie is dat de opgezwollen materieschil letterlijk de ruimte wordt ingeschoten. Dat gebeurt met een snelheid van duizend tot drieduizend kilometer per seconde. Voor de groeischijf is het allemaal teveel geworden. Hij heeft deze geweldexplosie (zichtbaar als een nova) niet kunnen overleven, en is van het toneel verdwenen.

29

We beginnen weer opnieuw We kunnen stellen dat de laag waterstof op de witte dwerg dat afkomstig is van zijn partner, door de onafwendbare explosie er weer wordt afgeworpen. De witte dwerg bestaat nu louter uit eigen materiaal, en een oppervlak dat mooi kaal en schoon is geworden. Een perfecte situatie om het spel van materieoverdracht opnieuw te laten beginnen. Deze activiteit moet leiden naar het volgende hemelse vuurwerk. Volgens berekeningen moeten we daarop pakweg hondderduizend jaar wachten. Dat is de tijdsduur die nodig is om een nieuwe laag waterstof van voldoende dikte te vormen, die tot een uitbarsting kan komen. Bij zo’n heftige gebeurtenis lijkt het hele oppervlak van de witte dwerg in lichterlaaie te staan. Het zal dan ook geen verwondering wekken, dat de witte dwerg tijdens de uitbarsting van dit type nova in korte tijd behoorlijk helder kan worden. Dat kan wel enkele tienduizenden keren zijn normale helderheid bedragen. Zijn maximale schittering zal verscheidende dagen duren. Daarna zal de helderheid in de loop van enkele maanden tot enkele tientallen jaren weer langzaam afnemen tot de oorspronkelijke waarde van de witte dwerg. Een dergelijke plotselinge helderheidsuitbarsting noemen sterrenkundigen een nova. Het Latijnse woord nova betekent nieuw, en de term werd al gebruikt in vroegere tijden. Als waarnemers destijds een onverwacht lichtverschijnsel aan de sterrenhemel zagen die er niet eerder was, werd die verschijning door hen beschouwt als een nieuwe ster aan het firmament. Daarom spraken ze van een Stella Nova, een fonkelnieuwe ster. Maar zoals u inmiddels weet is dit hemelverschijnsel te danken aan een ingenieus samenspel tussen twee bestaande hemellichamen. Traditioneel blijven we het schouwspel nog steeds een nova noemen.

Recurrente novae Het mechanisme voor het opvlammen van recurrente (periodiek terugkerende) novae verloopt op dezelfde wijze als voor de klassieke novae. Zonder hier aan te tornen zijn er wel enkele verschillen te benoemen. Op de eerste plaats is er het schrille contrast van de tussentijd van de opvlammingen. Terwijl de klassieke novae om de pakweg hondderduizend jaar worden ontstoken, is dat voor deze klasse van novae eens in de tien tot tachtig jaar. Dit recurrente ritme zullen de twee soorten novae in het heelal nog vele malen blijven herhalen. Maar het moge duidelijk zijn dat een nova bij korte tussenpozen meer aanspraak maakt om als recurrente nova betiteld te worden. Dat heeft hij te danken aan het feit dat hij veel zwaarder is dan zijn collega witte dwerg bij de klassieke nova. Daardoor heeft de witte dwerg een flinke aantrekkingskracht, en kan dus in korte tijd voldoende materie verzamelen voor een recurrente nova. Ten tweede zullen dergelijke novae de piekhelderheid van de klassieke novae niet bereiken. Toch zijn ze helder genoeg om te kunnen worden waargenomen. Ten slotte

30


kunnen we nog opmerken dat het mogelijk is dat dezelfde recurrente nova tijdens een mensenleven een paar keer kan worden bewonderd. Maar voor de herhaling van een klassieke nova is dat voorbehouden voor onze verre nakomelingen.

Dwergnovae De configuratie die om de zoveel dagen een kleinere dwergnova voortbrengt, verschilt niet zoveel van andere novae. Ook hier verliest de opgezwollen ster materiaal dat in de accretieschijf belandt die om de witte dwerg cirkelt. In dit geval zal de groeischijf de stroom materie echter niet goed kunnen verwerken. De materie zal zich in de schijf ophopen, Figuur 17: U Geminorum gefotografeerd en dat kan niet zonder gevolgen blijven. tijdens een uitbarsting in maart 1976 met Door deze ophoping zal de materieschijf een 200 mm F/2.8 telelens. Geschatte vinamelijk instabiel worden. Het gevolg suele helderheid +9.1. (H. Feijth, Goudum)[12] hiervan is dat eens in de pakweg tien tot duizend dagen het grootste deel van de materie in de schijf wordt uitgestoten, en tegelijkertijd zal er in korte tijd ook een kleine hoeveelheid materie op de witte dwerg storten. Beide gebeurtenissen hebben tot gevolg dat het dubbelstersysteem enkele duizenden graden heter zal worden. Hierdoor zullen de sterren meer licht uitstralen, en vindt er een aardige helderheidsuitbarsting plaats. In het proces van de dwergnovae, ook wel aangeduid als U Geminorum-sterren, vindt echter geen kernfusie plaats. De helderheid van het dubbelstersysteem zal met twee tot zes magnituden toenemen. Na enkele dagen tot weken zal de helderheid weer afnemen tot de oorspronkelijke waarde. Dan kan het spel voor een volgende dwergnova-uitbarsting weer opnieuw beginnen. Ten slotte kunnen we nog opmerken dat onze lichte zon een enkelvoudige ster is, en dat daarom de toekomstige verworden witte dwerg geen enkel type nova kan bewerkstelligen.

Een krachtige supernova Het is mogelijk dat een witte dwerg die deel uitmaakt van een binair (tweedelig) stelsel een supernova kan ondergaan. Deze verschijning heeft een verwoestender uitwerking dan die van de bovengenoemde novae. De natuurkundige processen die zo’n fatale gebeurtenis teweegbrengt, komt in grote lijnen overeen welke ook de klassieke novae produceren. Ook hier zal de witte dwerg materiaal van een omvangrijke ster onttrekken dat op zijn oppervlak neerdaalt. Maar in dit geval zal het overbrengen van materie ertoe leiden dat er voortdurend kernfusiereacties op het oppervlak van

31

de kleine dwerg plaatsvinden. Door deze gang van zaken wordt de ingevangen waterstoflaag er niet afgeblazen, maar blijft op de witte dwerg liggen. De consequentie hiervan is dat hij gestaag zwaarder wordt. Na verloop van tijd heeft de witte dwerg zijn massa uitgebouwd tot iets minder dan Chandrasekhar-limiet van 1,4 zonsmassa. Er is nog weinig aan de hand, want bij een dergelijke hoeveelheid massa verkeert zijn bestaan nog net niet in gevaar. Doch de witte dwerg is in deze precaire toestand onvoorzichtig, en gaat vrolijk verder met het verorberen van zijn metgezel. Hierdoor zal de witte dwerg zwaarder dan 1,4 zonsmassa worden, zodat de witte dwerg tenonder zal gaan. Op een gegeven moment kan de ster zijn eigen gewicht niet meer torsen, met het gevolg dat de witte dwerg instort. Gedurende deze implosie wordt het inwendige extreem heet, en zullen de laatste fusiereacties in alle hevigheid losbarsten. Dat gebeurt met zo’n efficiëntie dat de hierbij vrijkomende energie de instorting omzet in een gigantische thermonucleaire explosie. In dit slagveld zal de witte dwerg zichzelf geheel vernietigen, en daarmee wordt zijn levensloop beëindigd.

De ontploffing gaat gepaard met een geweldige helderheidstoename, die we een supernova noemen van het type Ia (met een Romeinse I), die de klassieke nova overtreft. De supernova-explosie kan al in een paar seconden tijd maar liefst vele miljarden maal zoveel licht uitstralen als de Zon. Deze piekhelderheid duurt gemiddeld zo’n vijftig dagen. Vervolgens zal de helderheid van het hemels vuurwerk weer afnemen, en na enkele jaren (of korter) zal het lichtverschijnsel uitdoven. Zo was de Deense edelman en Figuur 18: Tycho Brahe, Deens astrosterrenkundige Tycho Brahe in 1572 getuige noom betaald door de koning (1546van een supernova van deze klasse Ia boven 1601)[22] het sterrenbeeld Cassiopeia. De supernovarest, de expanderende gasschil afkomstig van een uiteengespatte witte dwerg, blijft vaak vele duizenden jaren voor astronomen waarneembaar. De resten van de supernova uit 1572 kunnen we dan ook nog steeds met telescopen bekijken.

32


De omhelzing van twee witte dwergen

Wetenschappers hebben ook witte dwergen gesignaleerd die een duootje vormen. Dat is ook niet zo vreemd, want twee lichte sterren in een dubbelstersysteem evolueren nu eenmaal ieder in hun eigen tempo tot witte dwerg. (Een lichte ster doet er langer over dan een zwaardere ster.) Ze zijn moeilijk te ontdekken, omdat ze zo Figuur 19: Impressie van twee witte dwergen met weinig licht uitstralen. Toch moematerieoverdracht. (NRC, 20-3-2010))[2] ten er naar alle waarschijnlijkheid vele van deze dubbele witte dwergen de kosmos bevolken. Dat is gebaseerd op het feit dat zo’n zestig procent van alle sterren in ons Melkwegstelsel meervoudige sterren zijn, en daarvan zijn de meeste exemplaren tweevoudig. Het is dan aannemelijk dat zich vele tweevoudige witte dwergen zullen vormen. Zo hebben bijvoorbeeld sterrenkundigen van het Harvard Smithsonian Center for Astrophysics (VS) in november 2010 gemeld dat ze in ons Melkwegstelsel een tiental dubbele witte dwergen hebben gevonden. Als twee van zulke compacte objecten heel dicht en snel om elkaar heen bewegen, zullen ze volgens de algemene relativiteitstheorie van Albert Einstein zwaartekrachtsgolven uitzenden, zodat het systeem energie verliest. Hierdoor verliezen de sterren draaimoment. Het sterrenpaar zal zich in een spiraalvormige naar elkaar toe bewegen, waardoor ze steeds dichter om elkaar gaan ronddraaien. Na miljarden jaren zullen de beide witte dwergen uiteindelijk met elkaar in botsing komen. Het tweetal kan dan samensmelten tot één ster. Maar wanneer hun gezamenlijke massa een kritieke waarde overschrijdt, kan het ook uitmonden in een catastrofale supernova-explosie van type Ia. In een klap hebben de witte dwergen dan hun loopbaan voltooid. Het is nog vermeldenswaard dat zwaartekrachtsgolven - minieme verstoringen in de structuur van de ruimtetijd - tot op heden nog niet zijn waargenomen. Maar men hoopt over enkele jaren met het te lanceren Amerikaans-Europees vliegend observatorium LISA (Laser Interferometry Space Antenna), en met de reeds operationele kilometers lange detectoren op aarde, deze zwaartekrachtsgolven te kunnen detecteren. Overigens kunnen ook andere exotische stersystemen deze golven produceren, zoals twee neutronensterren en twee stellaire zwarte gaten die snel om elkaar heen draaien.

33

Een bijzonder paar witte dwergen Een curieus hemelobject is HM Cancri in het dierenriemsterrenbeeld Cancer (de Kreeft), op een afstand van ongeveer 16.000 lichtjaar van de aarde. Hij werd in 1999 door de Duitse röntgensatelliet Rosat ontdekt als een zwakke bron van röntgenstraling. Twee jaar later bleek dat de helderheid van dit object in röntgenstraling en in zichtbaar licht met 5,4 minuten te variëren. Wat nu hiervan precies de oorzaak was, is lange tijd onduidelijk gebleven. Deze heikele kwestie werd in 2010 opgelost door onder meer sterrenkundigen van de Radboud Universiteit Nijmegen. Ze hebben uit waarnemingen met de tien meter grote Keck-telescoop op Hawaii (VS) kunnen aantonen dat deze variatie van 5,4 minuten het gevolg is van de baanperiode van 5,4 minuten van twee witte dwergen. De emissielijnen, heldere lijnen in het spectrum van de twee compacte sterren - die wijzen op de aanwezigheid van bepaalde chemische elementen in de atmosfeer van beide hemellichamen - blijken namelijk in precies dat tijdsbestek heen en weer te schuiven in dat spectrum van de sterren. Dat is een gevolg van het Doppler-effect dat ook kan worden toegepast op bewegende lichtbronnen. In dit geval zal het periodiek verwijderen en naderen van het tweetal sterren in het gebonden systeem de golflengte van de uitgestraalde lichtgolven door atomen respectievelijk doen uitrekken (roder licht) en samendrukken (blauwer licht). Bijgevolg zal er dan een verschuiving plaatsvinden van de bijbehorende emissielijnen - lees: uitgestraalde lichtgolven - naar het rode uiteinde in het spectrum, en vervolgens weer terug naar het blauwe uiteinde in het spectrum van beide witte dwergen. Deze cyclus van 5,4 minuten zal zich ontelbare keren herhalen. Hieruit is voor de sterrenkundigen het bewijs geleverd dat beide componenten op een zeer kleine onderlinge afstand van nog geen 70.000 kilometer van elkaar, in de extreem korte tijd van 325 seconden om elkaar heen tollen. De twee witte dwergen staan zo dicht bij elkaar, dat er zelfs materie van de grotere dwerg naar de kleinere dwerg stroomt. Deze gasstroom gaat gepaard met het uitzenden van röntgenstraling, die dus zoals vermeldt ook in 5,4 minuten - 325 seconden - in helderheid varieert. Hoe het verder met HM Cancri zou kunnen aflopen, kunt u bij ’De omhelzing van twee witte dwergen’ lezen.

Klassieke novae, recurrente novae, dwergnovae en supernovae vertonen helderheidsuitbarstingen, en worden cataclysmische veranderlijken genoemd. In ons land is er de werkgroep Veranderlijke Sterren van de Koninklijke Nederlandse Vereniging voor Weer- en Sterrenkunde (KNVWS), die zich bezighoudt met het waarnemen van deze objecten.

Beelden van door witte dwergen uitgestoten gassen

We zullen nu een vijftal hemelverschijnselen die door witte dwergen zijn geproduceerd de revue laten passeren. Hierin komt het woord magnitude weer ter sprake, wat we nu even in meer detail zullen uitleggen. Het was de Griekse astronoom Hipparchus (ca. 190-125 voor Christus) al opgevallen dat de helderheid van stralende sterren aan de nachtelijke hemel niet allemaal hetzelfde zijn. Daarom besloot Hipparchus om een catalogus samen te stellen van de helderheid van sterren. De beroemde sterrenkundige verdeelde de helderheid van die stralende lichtpuntjes in zes grootteklassen, oftewel van de eerste magnitude tot de zesde magnitude. Deze magnitudeschaal van ’+1, +2, +3, +4, +5, +6,’ correspondeert met het helderheidsverloop van heldere sterren naar steeds zwakkere sterren. Hoe groter het positieve getal, hoe zwakker de helderheid van de ster. Het licht van een ster van magnitude +6 dat op uw netvlies valt, is dus nog net te aanschouwen. De Engelse sterrenkundige John Herschel (jawel, de zoon van William Herschel van de planetaire nevels) kwam rond 1850 erachter dat er enkele sterren waren die een grotere helderheid hadden, dan de helderste sterren die door Hipparchus met de eerste magnitude werden ingedeeld. Dat had tot gevolg dat de helderheidsschaal van Hipparchus naar magnitude 0 en -1 werd voortgezet. (Dus naar negatieve getallen.) Met de opkomst van grote telescopen op Aarde en in satellieten in de ruimte werd de magnitudeschaal nog verder uitgebreid en verfijnd. Zo kan de in 1990 gelanceerde Hubble Space Telescope zelfs sterren met helderheden van m +31 in het vizier krijgen. In de praktijk betekent dit dat sterren van de eerste magnitude op de schaal van Hipparchus honderd keer helderder zijn dan de sterren van de zesde magnitude. We kunnen nu nagaan wat dit betekent voor de helderheid tussen twee sterren met een verschil van een magnitude. Dan blijkt dat bijvoorbeeld een ster van (m +3) een factor 2,5 maal zo helder is als een ster van (m +4). Want 2,5 x 2,5 x 2,5 x 2,5 x 2,5 = factor 100. (Een wiskundige reeks voor de helderheid.) 35

36

BEELDEN VAN DOOR WITTE DWERGEN UITGESTOTEN GASSEN

Sterrenkundigen hebben afgesproken om de magnitude ook te gebruiken voor andere hemelobjecten in de kosmos, dus ook voor cataclysmische veranderlijken en planetaire nevels.

Twee novae Nova Cygni 1975 Door waarnemers met grote telescopen worden er jaarlijks enkele novae ontdekt. Helaas gebeurt het niet vaak dat een uitbarsting ook voor het blote oog zichtbaar is. Maar op 29 augustus 1975 stond er in het zomersterrenbeeld Cygnus (de Zwaan) onverwacht een ’nieuwe ster’ aan het firmament te schitteren. De nova bereikte in korte tijd een helderheid van magnitude +1,8, en dat was een evenaring van de helderste ster Deneb (m +1,3) van het sterrenbeeld de Zwaan. Hij was enkele dagen met het ongewapend oog te aanschouwen, maar werd snel zwakker. Na een week was het object alleen nog maar met telescopen te bezichtigen. Vanwege de snelle afname van zijn helderheid werd de nova een snelle nova genoemd. De ontdekking van deze zogenoemde Nova Cygni 1975 (vernoemd naar het sterrenbeeld Cygnus) wordt toegeschreven aan de destijds zeventienjarige scholier Kentaro Osada uit Japan. Deze jongeman nam de nova voor het eerst waar, toen het hier in Nederland nog voor het middaguur moet zijn geweest. Een kleine tien uur later, toen het bij ons donker begon te worden, ging de heer J.W. Schip- Figuur 20: Afname van het licht van nova pers uit Spijk bij Gorinchem de sterrenCygni 1975. De ster onderaan is HD201836 hemel verkennen. Deze historische speur(m 6,5), horizontaal is ca. 50 boogminuten breed.[9] tocht op de avond van 29 augustus 1975 had tot gevolg dat hij de eerste Nederlander werd die deze nova heeft ontdekt. Enkele uren na deze ontdekking volgden mensen van allerlei pluimage, die het lichtverschijnsel ook met hun eigen ogen hebben kunnen zien, waaronder de bekende sterrenkundige Cornelis de Jager uit Texel. Het was voor hem een bijzondere avond die hij niet snel zal vergeten. Al met al was het voor (amateur)sterrenkundigen in ons land een evenement van allure. Nova Persei 1901 Een ander beroemde nova die aan het begin van de vorige eeuw plaatsvond was Nova Persei op een afstand van zo’n vijfhonderd lichtjaar van onze planeet. Hij vertoonde dezelfde verschijnselen als Nova Cygni 1975. De nova werd ontdekt op 21 februari

37

1901 door de Schotse predikant en amateursterrenkundige Thomas David Anderson in het herfst- en wintersterrenbeeld Perseus. Toevallig had men op 19 februari van dat jaar deze hemelstreek nog gefotografeerd, doch op de opname waren op dat moment geen opvallende gebeurtenissen te bespeuren. Het lichtverschijnsel verscheen dus in enkele dagen plotseling aan het firmament. In korte tijd werd Nova Persei steeds helderder, en ten slotte werd het een verschijning met een helderheid van magnitude + 0,2. Hij kon zich daarmee meten met de heldere hoofdster Capella van magnitude + 0,1 in het sterrenbeeld Auriga (Voerman), gelegen tussen Tweelingen en Perseus. Na een paar dagen werd de lichtsterkte gestaag minder, en na vier maanden was de nova niet meer met het blote oog te bekijken.

De uitdijende gassen rond het kleine sterretje werden voor het eerst waargenomen op een fotografische plaat in augustus 1901 door de Duitse sterrenkundige Franz Joseph Wolf te Heidelberg. In 1949 zijn er met de 5 meter Haletelescoop van de Mount Palomar sterrenwacht in Californië (VS) ook opnamen van het object gemaakt. De telescoop was indertijd de grootste ter wereld, en dus waren de foto’s van behoorlijke kwaliteit. De witte dwerg die de aanstichter van dit hemelse gebeuren was, heeft alweer ruim honderd jaar zijn normale helderheid van de twaalfde Figuur 21: Nevel rond de nova persei 1901, magnitude aangenomen. gefotografeerd in 1949.[23] Tot slot kunnen we nog opmerken dat Nova Persei en Nova Cygni met vijf andere novae tot de zeven helderste novae van de twintigste eeuw behoren. Het zevental is wel weer druk bezig om de volgende nova aan de aardbewoners te kunnen presenteren.

38


Twee planetaire nevels De Saturnusnevel Het was Sir William Herschel die in de achttiende eeuw met zijn telescopen de hemel nauwgezet observeerde. Hij ontdekte daarbij ongeveer achthonderd dubbelsterren en ruim tweeduizend nevels, waaronder verschillende planetaire nevels. Hij probeerde deze laatste groep tevens te onderzoeken, en dat was het begin van het wetenschappelijk onderzoek naar planetaire nevels. Het eerste exemplaar werd door Herschel in 1785 ontdekt. (De allereerste Figuur 22: De Saturnus nevel, vondst van deze categorie hemelobjecNGC7009.[3] ten in het heelal.) De nevel bevindt zich in het dierenriemsterrenbeeld Aquarius (Waterman) en wordt aangeduid als de Saturnusnevel, ook NGC 7009 geheten. Het is nummer 7009 uit de New General Catalogue van nevelachtige objecten, uitgegeven in 1888 door de Deense sterrenkundige Johan Dreyer. De Saturnusnevel is ruwweg drieduizend lichtjaar van de aarde verwijderd, en heeft een helderheid van magnitude +8. De naamgeving van Saturnusnevel is te danken aan de uitmuntende negentiendeeeuwse waarnemer Lord Rosse uit Ierland. Deze telescoopbouwer vond in 1845 dat aan beide kanten van de ellipsvormige schijf twee ’handvatten’ ontsprongen. Dat deed hem enigszins denken aan de geringde planeet Saturnus. In navolging hierop hebben sterrenkundigen voor de andere planetiare nevels namen bedacht die ze gebaseerd hebben op het uiterlijk van deze nevels, zoals de Ringnevel (M57), Eskimonevel (NGC 2392), de Halternevel (M27) en de Kleine Halternevel (M76).

39

De Helixnevel Het tweede aansprekende voorbeeld van een planetaire nevel is de Helixnevel - de Zonnebloemnevel - oftewel NGC 7293. Deze werd in 1824 ontdekt door de Duitse sterrenkundige Karl Ludwig Harding. Het object met zijn sierlijke elliptische ringen is van magnitude +6,5. Net als de Saturnusnevel staat deze -toevallig- ook in het sterrenbeeld Aquarius (Waterman), dat in de herfst boven de horizon uitkomt. Met een afstand Figuur 23: De Helix nevel, NGC7009. Foto van pakweg 450 lichtjaar is het de meest genomen met de 2,2 meter Max-Planck Sonabije planetaire nevel, daardoor heeft ciety/ESO telescoop in Chilli[13] hij een grote schijnbare afmeting aan de hemel. Zijn schijnbare diameter is dan ook zo’n respectabele vijftien boogminuten, en die voor onze maan dertig boogminuten. Daardoor bedekt de Helixnevel vanaf de aarde gezien bijna de helft van de schijnbare diameter van de Volle Maan. De gasschil is ongeveer 10.000 jaar geleden door de ster is uitgestoten en is vrijwel rond met een doorsnede van twee lichtjaar. De witte dwerg staat in het midden van de nevel en is van de twaalfde magnitude. Doordat de nevel - ook wel het ’Oog van God’ genoemd - kosmisch gezien dichtbij staat, is hij relatief gemakkelijk te bestuderen. Zo zijn in 1994 met de Hubble Space Telescope gedetailleerde beelden gemaakt van het object. Op deze close-up opname was te zien dat aan de binnenkant van de gasring vele honderden heldere komeetachtige gasen stofwolkjes aanwezig waren. Maar hun omvang is wel veel groter dan die van gewone kometen, namelijk in de orde van ons hele zonnestelsel. Qua uiterlijk lijken ze op ’kikkervisjes’, kleine vingerachtige druppeltjes van vele miljoenen kilometers groot. Ze zijn het produkt van de ster in de Helixnevel, toen die zijn laatste adem heeft uitgeblazen.

Een supernovarest Tycho Alleenstaande sterren zwaarder dan zo’n acht zonsmassas zullen op het eind van hun leven ontploffen in een zogeheten supernova van het type II. Door de ontploffing zal de kern van de ster imploderen en worden de buitenste gaslagen met gigantische snelheden naar buiten geschoten. Voorbeelden van deze supernovaresten zijn Cassiopeia A in het sterrenbeeld Cassiopeia en de Sluiernevel in het sterrenbeeld de Zwaan. Maar we hebben in deel 5 gezien dat witte dwergen in een gebonden systeem ook voor heftige knallen kunnen zorgen, wat gepaard gaat met veel massaverlies. Het was

40


de beroemde waarnemer Tycho Brahe uit Denemarken die in november 1572 in feite zo’n gebeuren (een supernova van type Ia) voor zijn eigen ogen zag voltrekken. Zijn aandacht werd getrokken door een oplichtend hemelverschijnsel boven het sterrenbeeld Cassiopeia, dat net zo helder werd als de planeet Venus met haar magnitude van -4,4. Gedurende twee weken was de ster zelfs overdag te zien, om vervolgens weer geleidelijk in helderheid af te nemen. Uiteindelijk verdween de lichtbron in maart 1574 weer uit het zicht. Brahe heeft in zijn boek De Nova Stella deze supernova beschreven. De supernovarest van de in 1572 uiteengespatte witte dwerg wordt Tycho genoemd, naar de reeds genoemde Tycho Brahe, die in zijn tijd zeer nauwkeurige waarnemingen aan de posities van sterren en planeten pleegde. Pas in de twintigste eeuw werden die gasflarden teruggevonden. Ze zijn niet zo opvallend, en zijn zich aan het oplossen tussen de sterren. De flarden staan op een afstand van circa tienduizend lichtjaar van ons vandaan. Sterrenkundigen hebben Tycho’s supernovarest in zichtbaar licht, bij radiogolflengten en in röntgenstraling waargenomen.

Figuur 24: Het restant van de supernova die Tycho in 1572 waarnam. Deze foto is niet in zichtbaar licht gemaakt, het is een opname van röntgen- en infraroodstraling.[20]

De astronomische eenheid (AE) is een term voor de gemiddelde afstand aardezon. Dat is 149,5 miljoen kilometer. De lichtsnelheid is circa 300.000 kilometer per seconde. De omtrek van de aarde is ongeveer 40.000 kilometer. Dat betekent dat een lichtstraal - als hij bochten zou kunnen nemen - in één seconde zo’n zeven en een half keer rond de aarde kan gaan. Een lichtjaar is de afstand die het licht in een jaar aflegt. Dat is maar liefst 9.460.000.000.000 kilometer, oftewel 9,46 biljoen kilometer. (365 x 24 x 60 x 60 x 300.000) Een parsec (pc) is een afstandsmaat in de sterrenkunde, en is ongeveer gelijk aan 3,26 lichtjaar = dertig biljoen kilometer. Tien parsec (32,6 lichtjaar) is een denkbeeldige afstand waarop sterren worden geplaatst. Hierdoor kunnen sterrenkundigen de onderlinge helderheden van sterren beter met elkaar vergelijken.

Witte dwergen en het meten versnelde uitdijing heelal

Het was William Herschel, de ontdekker van de warmte- of infraroodstraling, die aan het eind van de achttiende eeuw de verdeling van de sterren in de ruimte bestudeerde. Hieruit veronderstelde hij al dat de sterren een stelsel vormen met een sterk afgeplatte structuur. Dat was een juiste conclusie, aangezien zijn ruimtelijke verdeling van deze sterren al tamelijk goed overeenstemde met wat wij thans als ons sterrenstelsel -de Melkweg- beschouwen. In het begin van de twintigste eeuw heeft de beroemde Nederlandse sterrenkundige Jacobus Kapteyn (1851-1922) een model van onze Melkweg opgesteld, wat bekend staat onder de naam het Kapteyn-stelsel. Nadien hebben sterrenkundigen ons sterrenstelsel steeds beter in kaart gebracht. In de beginjaren van 1900 zijn veel wetenschappers de mening toegedaan dat de uitgestrekte maar eindige Melkweg met al zijn hemelobjecten en nevelvlekken in grote lijnen de bouw weergeeft van het heelal waarin wij leven. Dat statische heelal wat noch inkrimpt noch uitzet werd aan alle zijden omgeven door oneindige lege ruimte. Maar sommige onderzoekers hadden zo hun twijfels of die donkere ruimte echt wel helemaal leeg is. Dat werd mede gevoed door het feit dat de Ierse waarnemer Lord Rosse (1800-1867) uit Parsonstown rond 1850 met zijn reusachtige telescoop met een spiegelmiddellijn van 1,8 meter ontdekte dat veel regelmatig gevormde nevelvlekken aan de nachtelijke hemel een spiraalstructuur vertonen. De grote vraag in de sterrenkundige wereld was nu of deze zogeheten spiraalnevels ook tot ons sterrenstelsel behoren, of dat ze afzonderlijke sterrenstelsels waren die zich buiten onze Melkweg bevinden. 41

42

WITTE DWERGEN EN HET METEN VERSNELDE UITDIJING HEELAL

Hubble heeft het antwoord gegeven Deze kwestie werd opgelost door de Amerikaanse sterrenkundige Edwin Hubble (18891953). Hij observeerde in de laatste maanden van 1923 met de 2,5 meter Hooker-telescoop van de Mount Wilson-sterrenwacht nabij Pasadena (VS) de nevelvlek M31, bekend als de Andromedanevel. (M31 is in de herfst met het blote oog te zien als een wazig langwerpig lichtveegje in het sterrenbeeld Andromeda.) Het was hem daarbij gelukt om afzonderlijke sterren in die nevel te fotograferen. Sommige van die sterren bleken veranderlijke sterren te zijn, uit de categorie van de zogenoemde Cephe¨ıden. Dat zijn sterren op gevorderde Figuur 25: Edwin Hubble.[8] leeftijd, die volgens een vast patroon van helderheid veranderen. Dat komt doordat hun buitenlagen periodiek onderhevig zijn aan uitzetting (toenemende helderheid), en inkrimping (afnemende helderheid). Door dit pulserend gedrag in helderheid kunnen we Cephe¨ıden gebruikt worden om afstanden in de kosmos te meten. Zo kon Hubble eind 1923 voor een Cephe¨ıde in de nevel eerst een lichtcurve van ruim 31 dagen vaststellen. Uit dit gegeven berekende hij verder dat de ster - en dus ook de Andromedanevel - op een afstand van zo’n 900.000 lichtjaar van de aarde staat. In de jaren die daarop volgden wist Hubble ook van enkele andere spiraalnevels op deze manier de afstand te achterhalen. De Duitse astronoom Walter Baade (1893-1960) ontdekte tijdens de Tweede Wereldoorlog met de Hooker-telescoop dat er twee soorten Cephe¨ıden zijn, elk met hun eigen periode-helderheidswet. Hubble was destijds onwetend hierover, en daarom waren zijn becijferde kosmologische afstanden niet helemaal juist. Door Baade’s ontdekking moesten de door Edwin Hubble gevonden afstanden voor sterrenstelsels met een factor twee vermenigvuldigd worden! Bij deze herberekening werd nu voor het grote Andromedastelsel een afstand gevonden van pakweg 2,2 miljoen lichtjaar. Laten we nu even teruggaan naar de beginjaren van 1900. Toen probeerden astronomen waaronder vooral de Amerikaan Harlow Shapley (1885-1974) met behulp van bolvormige sterrenhopen de middellijn van ons Melkwegstelsel te bepalen. Bolhopen zijn compacte groepen van vele tienduizenden oude sterren, die om het centrum van ons Melkwegstelsel draaien. De wetenschappers kwamen dankzij de bestudering van Cephe¨ıden in deze bolvormige sterrenhopen uiteindelijk vrij snel tot het inzicht dat de afmeting van de Melkweg in de orde van 100.000 lichtjaar moest zijn. Als we nu deze diameter van onze Melkweg vergelijken met bovengenoemde afstandsbepalingen van spiraalnevels door Hubble en anderen, dan blijkt dat de afstanden van deze spiraal-

43

nevels tot de aarde vele lichtjaren groter te zijn dan de middellijn van onze Melkweg. Dat betekent dat veel van deze lichtvlekken aan het hemelgewelf complete sterrenstelsels zijn, die buiten onze Melkweg liggen. In de eerder veronderstelde lege ruimte bevinden zich dus vele sterrenstelsels. We kunnen nu concluderen dat we in een gigantisch groot heelal leven, dat zich verder uitstrekt dan ons eigen sterrenstelsel.

Het heelal is aan het uitdijen Amper na de officiële bekendmaking in 1924 dat het universum is opgebouwd uit vele sterrenstelsels, diende zich alweer een nieuwe sensationele ontdekking aan. Het heelal bevindt zich niet in evenwicht - geen statisch heelal - maar het dijt uit. Het was wederom Edwin Hubble met zijn onafscheidelijke pijp die deze vondst op zijn naam heeft staan. Enkele jaren na 1924 had Hubble zo langzamerhand de beschikking over enkele tientallen sterrenstelsels, waarvan de afstand tot de aarde door hem was bepaald. Al ruim voor die tijd had zijn landgenoot Vesto Slipher (1875-1969) vanaf de Lowellsterrenwacht in Arizona het spectrum van deze spiraalnevels reeds gefotografeerd. (Slipher kon toen nog niet weten dat het sterrenstelsels waren.) Net als het spectrum van de Zon en sterren bevatten de spiraalnevels ook donkere lijnen, die door een natuurkundig proces van onder meer ijzeratomen worden geproduceerd. Slipher constateerde dat de lijnen van deze atomen in de nevels een klein beetje verplaatst waren ten opzichte van de normaal te verwachten lijnen (de rustgolflengte) die in laboratoria op aarde werden verkregen. In de meeste gevallen hadden de spectraallijnen in de spiraalnevels een roodverschuiving, een verschuiving in de richting van het rode deel van het spectrum. Dit betekent dat de spiraalnevels zich van ons verwijderen. Het Figuur 26: De roodververschuiving. De is de sterrenkundige Vesto zelfs gelukt eenheden zijn nanometers, voor de golfom uit de gemeten lijnverschuivingen lengte van het licht. Onderaan de abvan rustgolflengte naar langere golflengte sorbtielijnen van een spectrum in rust, - de verwijderingssnelheid van die nevels daarboven de naar het rood verschoven te bepalen. Dat was soms wel met vele absorbtielijn-patronen van bewegende sterhonderden kilometers per seconde. Dat renstelsels. [19] Slipher uit zijn werk de uitdijing van het heelal niet heeft ontdekt is te begrijpen. Toen hij zijn snelheidsmetingen aan spiraalnevels ondernam, was nog niets bekend over de afstanden - binnen of buiten ons Melkwegstelsel - van deze nevels. Dat vraagstuk werd pas later door Edwin Hubble opgelost. (Zie ’Hubble heeft het antwoord gegeven’.)

44


In 1929 kwam Hubble op het idee om de door Slipher waargenomen vluchtsnelheden (roodverschuiving) van de nevels in een grafiek uit te zetten tegen zijn afstandsbepalingen. Hiermee toontde hij de uitdijing van het heelal aan. Hij vond dat de snelheid waarmee een sterrenstelsel door de kosmos suist groter wordt naarmate het zich verder in de ruimte bevindt. Dat verband wordt de beroemde ’Wet van Hubble’ genoemd. Heden ten dage zegt deze wet ons dat een sterrenstelsel op een afstand van één megaparsec of Mpc (ruim drie miljoen lichtjaar), zich met een snelheid van zo’n 70 kilometer per seconde van de aarde verwijderd. Op twee Mpc is dat 140 kilometer per seconde. Voor tweehonderd Mpc kunnen we dan 14.000 km/s noteren, enzovoort. Er is dus een evenredig verband tussen de afstand van een sterrenstelsel en zijn roodverschuiving. Edwin Hubble heeft met deze ontdekking onze kijk op het heelal drastisch veranderd, en als eerbetoon daarvoor is de in 1990 gelanceerde Hubble Space Telescope naar hem vernoemd.

Witte dwergen onthullen versnelde uitdijing heelal In 1998 hebben sterrenkundigen verkondigd dat ze sterke aanwijzingen hadden dat de uitdijing van het universum zelfs aan het versnellen is. Deze opzienbarende conclusie was gebaseerd op de uitkomsten van een wetenschappelijk onderzoek aan ontploffingen van witte dwergen van het type Ia, die zich in sterrenstelsels hebben voorgedaan. (Voor de totstandkoming van supernova type Ia, zie deel 5.) Figuur 27: Amateuropname Dit type supernova zal zich altijd onder dezelfde van NGC2655 door Marc omstandigheden voordoen. De explosie (het lichtFokker met gemarkeerd een type 1a supernova (SN verschijnsel) zal zich namelijk voltrekken als de witte 2011B) [14] dwerg ietsje zwaarder zal worden dan 1,4 zonsmassa en daarna gaat instorten. In deze situatie onstaat de supernova, die dus altijd dezelfde massa heeft, en daardoor steeds een maximale helderheid zal bereiken van zo’n vijf miljard maal die van de zon. Vanwege die correct voorspelbare helderheid zijn supernovae van type Ia uitermate geschikt om als heldere en betrouwbare kosmische standaard-lichtbronnen te fungeren. Men kent de werkelijke lichtkracht van een exploderende witte dwerg, en door die lichtkracht te vergelijken met de waargenomen helderheid aan de hemel, is gemakkelijk de afstand van het object - en het sterrenstelsel waar hij thuishoort - tot de aarde te berekenen. Dat kan wel miljarden lichtjaren ver bedragen. Bovendien kunnen deze supernovae worden gebruikt om gegevens te verzamelen over de uitdijing van de kosmos. Dat laatste is bijzonder interessant omdat men hieruit kan afleiden hoe het met het heelal in de komende tijd zal aflopen. Daarom heeft een team sterrenkundigen onder leiding van Saul Perlmutter van het Lawrence Berkeley National Laboratory in Californië, de groep van Adam Riess van de Harvard University (VS), en het team

45

van Brian Schmidt van de National University van Australi in de jaren negentig van de vorige eeuw de kosmologische afstanden en vluchtsnelheden van supernovae type Ia onder de loep genomen. Peter Garnavich zorgde ervoor dat ook de Hubble Space Telescope voor dit doel werd ingezet. Dergelijke supernovae zijn goed te herkennen aan hun helderheidsverloop. Het licht van deze explosies heeft een vast patroon van een sterk stijgende intensiteit gevolgd door een geleidelijke daling, de zogeheten lichtkromme. Maar het ontdekken van deze hemelobjecten is nog een hele klus, daar ze in een sterrenstelsel slechts eens in de paar honderd jaar voorkomen. Desondanks slaagden de teams erin om vanaf grote sterrenwachten met geavanceerde telescopen, die gelijktijdig vele duizenden sterrenstelsels konden observeren, meer dan zestig supernovae op verschillende afstanden van de aarde waar te nemen. Ze werden met elkaar vergeleken, en men mat hoe lang hun licht er over heeft gedaan om ons te bereiken.

De persconferentie In het begin van 1998 hebben Perlmutter en Riess op de winterbijeenkomst van de American Astronomical Society in Washington (VS) de resultaten bekendgemaakt van de metingen aan die bewuste tientallen supernovae van het type Ia. De gedreven waarnemers vonden dat de heel verre supernovae opmerkelijk zwak straalden, en dat hadden ze niet verwacht. Dat betekent dat de sterrenstelsels met daarin de supernovae verder van ons vandaan stonden, iets wat niet in overeenFiguur 28: Saul Perlmutter[27] stemming was met de geformuleerde wetmatigheid van Edwin Hubble. Tachtig jaar later werd er dus op grote afstand in de ruimte een opvallende afwijking van de wet van Hubble gevonden. Andere explosies waren iets helderder en bevinden zich dan ook minder ver van onze planeet. Volgens de onderzoekers hebben ze via de supernovae aangetoond dat de uitdijingssnelheid van het heelal de eerste zeven miljard jaar na de oerknal - het ontstaan van ruimte, tijd en materie - nauwelijks is afgeremd door de aantrekkingskracht van alle zichtbare en onzichtbare materie in de kosmos. Maar ze wijzen er ook op dat ze aan de hand van de supernovae hebben vastgesteld dat - tot ieders grote verrassing - het tempo van de uitdijing van het universum na die tijdsperiode juist wat is gaan toenemen. Deze versnelling wordt toegeschreven aan een mysterieuze donkere energie (vacu¨ umenergie, de energie van de lege ruimte) die in de kosmos werkzaam is, en zich openbaart in de vorm van een soort antizwaartekracht. Deze kracht waarvan de oorsprong nog volledig onbekend is, zal vanaf het ontstaan van het universum aan sterkte blijven winnen. Op die manier krijgt ze allengs de overhand in de kosmos. Op

46


het moment dat het heelal ongeveer de helft van zijn leeftijd van zeven miljard jaar heeft bereikt, is de antizwaartekracht inmiddels zo sterk geworden dat ze in staat is om de aantrekkingskracht van het heelal als het ware te gaan afstoten. Het heeft er dus alle schijn van dat daardoor de kosmos vanaf dat tijdstip aan het versnellen is, en voor eeuwig zal blijven uitdijen.

Kilometerpalen Cephe¨ıden en supernovae Ia De Cephe¨ıden en supernovae van het type Ia worden gebruikt om afstanden in het heelal te bepalen. In januari van dit jaar werd tijdens het congres van de American Astronomical Society (AAS)in Seattle (VS) bekendgemaakt dat deze twee soorten standaardkaarsen niet helemaal betrouwbaar zijn om afstanden in de kosmos te berekenen. Maar volgens de onderzoekers is er nog geen man over boord. De afstanden in de ruimte zullen volgens hen alleen maar enigszins moeten worden aangepast aan deze ontdekking, zodat beide kosmische meetlatten nog steeds naar behoren functioneren. Zo werd op het congres verteld dat de Amerikaanse infraroodsatelliet Spitzer zesentwintig Cephe¨ıden heeft waargenomen, waaronder de veranderlijke ster Delta Cephe¨ı in het sterrenbeeld Cepheus. Uit deze Spitzer-waarnemingen blijkt nu dat veel Cephe¨ıden aardig wat materie verliezen. Hierdoor vormt zich een wolk van gas en stof rondom de pulserende ster, die van invloed is op de werkelijke helderheid van de Cephe¨ıde. Heeft dat nu ingrijpende gevolgen voor de berekende afstand van zo’n ster? Volgens onderzoeksleider Massimo Marengo van de Iowa State University (VS) zal het allemaal wel meevallen. Hij stelt dat er al rekening wordt gehouden met het feit dat het stof tussen de sterren al voor een helderheidsafname van de Cephe¨ıden zorgt. En dat de nieuwe bevindingen van rijkelijk stof rond de Cephe¨ıden slechts een kleine extra bijdrage levert aan de afname van de helderheid van deze sterren. Volgens hem kunnen we daarom concluderen dat de afstandsbepaling met behulp van Cephe¨ıden - met correcties voor het stof - nog altijd goed uitvoerbaar is. Op de bewuste bijeenkomst van de AAS, de organisatie van Amerikaanse beroepsastronomen, kwam tevens ter sprake dat sommige supernovae van het type Ia roder van kleur zijn dan andere exemplaren. Men was altijd in de veronderstelling dat dit te wijten was aan de verstrooiing van het licht van de supernova door interstellair stof - stof tussen de sterren. Maar nu is uit onderzoek door Ryan Foley van het Harvard-Smithsonian Center for Astrophysies in Cambridge (VS) echter gebleken dat de ene supernova van zichzelf al roder van kleur is dan de andere supernova. De reden hiervan zou kunnen zijn dat de weggeslingerde wolk die bij de explosie van de witte dwerg ontstaat, niet volkomen symmetrisch is. Afhankelijk van de hoek waaronder we dan tegen de supernova aankijken, lijkt hij daardoor een iets andere kleur te vertonen. Dit alles kan consequenties hebben voor de afstanden die voor deze supernovae zijn vastgesteld. Door nu van mening te zijn dat de gehele verandering van kleur van de supernova alleen voor rekening komt van stof, is er volgens Foley dientengevolge

47

wellicht een systematische fout in de afstandsbepalingen van die hemelobjecten geslopen. En aangezien deze (onzekere) afstanden weer gerelateerd zijn aan de ontdekking van de versnelde uitdijing van ons heelal, zou deze discutabele afstandsbepaling natuurlijk ook van invloed kunnen zijn op de verklaring van deze versnelling van de kosmos. De wetenschapper Foley is begonnen met het corrigeren van reeds bestaande gegevens van explosies van supernovae type Ia. Hij verwacht dat tijdens dit werk duidelijk zal worden dat de schade binnen de perken zal blijven. Dat betekent hoogstens dat de afstanden van supernovae en de sterrenstelsels wat moeten worden bijgesteld, maar dat het idee van het versneld uitdijen van het heelal nog steeds overeind blijft.

Verder onderzoek Sterrenkundigen zijn niet gauw tevreden als ze iets nieuws hebben ontdekt. Ze blijven alert op wetenschappelijke dwalingen en instrumentele fouten. Daarom vinden wetenschappers het belangrijk om een (betrouwbare) ontdekking met vervolgonderzoek te verifiren. De ontdekking dat het heelal versneld uitdijt berust op gedegen wetenschappelijk onderzoek. Daar is niks mis mee. Maar het is toch prettig te weten dat deze sensationele ontdekking bevestigd kan worden door toekomstige projecten. Zo’n project is de European Extremeley Large Telescope (E-ELT), die uitermate geschikt is om onder meer supernovae waar te nemen. De reuzentelescoop krijgt een spiegelmiddellijn van 42 meter, samengesteld uit bijna duizend afzonderlijke zeshoekige segmenten van ongeveer 1,45 meter groot. Als alles volgens plan verloopt moet hij rond 2018 verrijzen op het complex van de Europese Zuidelijke Sterrenwacht (ESO) gelegen in Chili op de 3060 meter hoge bergtop Cerro Armazones in de Atacamawoestijn. Het is dan de grootste telescoop ter wereld in zijn soort. Verder kijken wetenschappers hoopvol uit naar de Amerikaanse SNAP-satelliet, die volgens de planning in 2013 moet worden gelanceerd. De hoogwaardige satelliet heeft een groot beeldveld van ongeveer een vierkante graad aan de hemel. Dat is zo’n vier keer de schijnbare grootte van de Volle Maan. De sterFiguur 29: SNAP satelliet ontwerp [17] renhemel beslaat trouwens in totaal een oppervlak van 41.253 vierkante graden. De SNAP (SuperNova Acceleration Probe) heeft een hoofdspiegel van circa twee meter, en een vijfhonderd megapixel camera aan boord. Hij is speciaal ontworpen om vanuit zijn baan tussen de aarde en de zon (het Lagrange-punt) vele duizenden verre supernovae op te sporen. Men heeft goede hoop dat de satelliet met deze missie de uitdijingsgeschiedenis van het heelal op een nauwkeurige manier in kaart zal brengen.

48


Dat kan weer belangrijke informatie opleveren over die geheimzinnige donkere energie, die maar liefst zo’n 73 procent van de totale inhoud van de kosmos omvat. Verder bestaat ruim 23 procent van de inhoud van het universum uit niet-baryonische (onzichtbare) donkere materie, die uit onbekende elementaire deeltjes zouden moeten bestaan. De overige schamele 4 procent komt voor rekening van de bekende protonen en neutronen, de zogeheten baryonen. Deze deeltjes vormen samen met de elektronen de voor ons vertrouwde baryonische materie. De planeten, nevels, sterren, uitgebrande sterren, sterrenstelsels - ja, zelfs de mens - is uit deze materie opgebouwd. Het overgrote deel van het heelal (96 procent) is voor sterrenkundigen tot op heden dus nog deels onbekend terrein! Voor toekomstige wetenschappelijke projecten is er nog veel werk aan de winkel.

Strikt genomen bewegen de sterrenstelsels met hun objecten zoals sterren, nevels en witte dwergen niet door de ruimte, maar het is de ruimte zelf die uitdijt, en die de sterrenstelsels met zich meevoert. Een mooie vergelijking zijn twijgjes die worden meegevoerd door stromend water in een beekje.

Het definitieve levenseinde van witte dwergen

De vier bekende fundamentele natuurkrachten ieder met hun eigen specifieke sterkte zijn de zwaartekracht, de elektromagnetische kracht, de sterke kernkracht en de zwakke kernkracht. Dat illustere viertal is verantwoordelijk voor de structuur van ons heelal, en hebben er tevens voor gezorgd dat er plaats is voor levende wezens in de ruimte. Een zo’n bekende plek waar deze schepselen zijn gehuisvest is de kwetsbare planeet Aarde, gelegen in een rustige buitenwijk van ons sterrenstelsel. Een aantal van deze aardbewoners zijn sterrenkundige geworden, en hebben vanaf onze blauwe planeet door de eeuwen heen het heelal, de sterren en vele hemelobjecten bestudeerd. Ook zijn ze sinds april 1960 met hun radiotelescopen op zoek naar radiosignalen van eventuele buitenaardse intelligente medebewoners van de kosmos. Dat heeft tot op heden nog geen enkel bewijs voor hun aanwezigheid opgeleverd. Sommige astronomen maken een uitgebreide studie van witte dwergen. U heeft kunnen lezen dat hun onderzoekingstocht de ontstaansgeschiedenis, levensloop, dubbelsterren en kosmische explosies omvat. Onderwerpen die allemaal betrekking hebben op deze uitgebluste sterren zelf. Witte dwergen spelen ook een rol in de kosmologie, het onderzoek van de oorsprong, evolutie en structuur van het heelal. We hebben gezien dat kosmologen in 1998 via deze objecten erachter zijn gekomen dat de kosmos sneller is gaan uitdijen. Het Amerikaanse wetenschappelijke tijdschrift Science heeft deze ontdekking uitgeroepen tot de belangrijkste wetenschappelijke vooruitgang van het jaar 1998.

We nemen voorgoed afscheid van witte dwergen Volgens de huidige inzichten leven we dus in een versneld universum. Dan is het redelijk te veronderstellen dat het heelal niet zal gaan instorten, maar voor eeuwig zal blijven uitdijen, en een sombere toekomst tegemoet zal gaan. Over vele honderden miljarden jaren worden er door schaarste aan gas geen nieuwe sterren meer geboren. Vervolgens zullen clusters van sterrenstelsels en ook de sterrenstelsels zelf uiteindelijk 49

50

HET DEFINITIEVE LEVENSEINDE VAN WITTE DWERGEN

uiteenvallen. Veel sterren zullen als gevolg van onderlinge verstoringen naar het middelpunt van het sterrenstelsel vallen, waar kolossale zwarte gaten zullen ontstaan. Andere sterren daarentegen zullen hun verblijfplaats verlaten op weg in de vrije ruimte. En de meeste zwarte gaten, neutronensterren en witte dwergen zullen zich door het heelal verspreiden. In een later stadium wordt de kosmos gedomineerd door deze compacte hemellichamen - dat dankzij dit bereikte eindstadium van het leven van de uitgezwermde sterren. De eens zo magnifieke sterrenstelsels en de blinkende sterren zijn allemaal van het toneel verdwenen. De neutronensterren en witte dwergen zullen in het inmiddels uitgestrekte en lege heelal nog altijd een klein beetje warmtestraling uitzenden. Maar in de loop van de tijd zullen ze toch steeds meer afkoelen, en verder door het leven gaan als een koude klomp materie. Maar het kan ook heel anders aflopen. Als één van de huidige theorieën in de deeltjesfysica juist is, dan beschikken de neutronensterren en witte dwergen over een kleine maar belangrijke energiebron: het verval van protonen. Het komt er daarbij op neer Figuur 30: Een ’artist’s impresdat protonen niet stabiel zijn, maar dat zo nu en sion’ van een witte dwerg.[25] dan spontaan een proton uiteen kan vallen in een positron (het antideeltje van een elektron), een aantal neutrino’s en een energierijk gammastralingsfoton. Bij dat zeldzame protonverval zal dan dus energie vrijkomen. Daardoor zouden neutronensterren en witte dwergen wat warmer blijven dan hun wijde omgeving. Dat zou dan zo rond de -268 zijn, dat overeenkomt met rond de 5 Kelvin. (Het absolute nulpunt, de laagst mogelijke temperatuuur in de natuur, is -273,16 , oftewel 0 Kelvin op de Kelvin-temperatuurschaal.) Na een zeer lange tijd zullen dan alle protonen in deze kleine materiële hemelobjecten zijn vervallen. Vanzelfsprekend is er dan van een neutronenster en een witte dwerg niets meer over, en worden ze niet meer in het heelal aangetroffen.

51

Zwarte gaten gaan wat langer mee. De aan een rolstoel gekluisterde Britse natuurkundige Stephen Hawking heeft in 1974 uitgerekend dat zwarte gaten tenslotte ook zullen ’verdampen’ onder uitzending van straling en elementaire deeltjes. Bij dit Hawking-proces wordt het zwarte gat steeds kleiner en heter, totdat uiteindelijk zijn laatste restje massa in een uitbarsting van energie in rook opgaat. Als alle zwarte gaten in de ruimte zijn verdwenen, is de tijd aangebroken Figuur 31: Een ’artist’s impression’ van de dat het structuurloze universum alleen toekomst van ons universum. nog maar uit de overgebleven deeltjes elektronen, positronen, neutrino’s, antineutrino’s en stralingsfotonen bestaat. Vanaf dat moment zullen we geen enkel hemelobject meer van het vroegere universum - ook geen planeten en manen - in de nog steeds uitdijende koude donkere ruimte tegenkomen. Een dergelijk evoluerend heelal wordt de Big Chill genoemd.

Afsluiting Wij hebben van de hoofdrolspeler van dit verhaal op een trieste manier afscheid genomen. Het is niet anders, we zijn gebonden aan de wetten van de natuur die zijn levensloop heeft vastlegt. Deze wetten regeren uiteraard ook het verval van protonen in deze witte dwergen. Dit protonverval wordt door sommige theoretisch natuurkundigen vermoed, maar is in de natuur niet waargenomen. Het idee van protonenverval is inpasbaar in hypotheses bij de pogingen om te komen tot de Grand Unified Theory (GUT). Doelstelling van de GUT is om de vier natuurkrachten te beschrijven als één grote superkracht. Bij de hypothese van het protonenverval neemt men aan dit protonenverval tergend langzaam zal verlopen, en daardoor is de gemiddelde levensduur van het proton bijzonder lang. Deze bedraagt dan minstens een miljard kwadriljoen (1033 ) jaar. Door dit trage natuurkundig proces zullen witte dwergen pas over 10 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 (10100 ) jaar als het ware weer bijna tot stof zijn wedergekeerd. Dit onvoorstelbare getal overtreft vele, vele, vele malen de leeftijd van 13,7 miljard jaar van ons huidige heelal. U zult er wellicht nu niet raar van opkijken dat wetenschappers het zeldzame protonverval nog niet hebben waargenomen. Hieruit blijkt des te meer dat naar alledaagse maatstaven het proton bijzonder stabiel is. En dat is maar goed ook, anders zouden wij niet kunnen bestaan. Laten we nog even het rijke leven van een witte dwerg van de wieg tot het graf

52

HET DEFINITIEVE LEVENSEINDE VAN WITTE DWERGEN

kort en bondig samenvatten. Uit een gasen stofwolk is een schitterende lichte ster geboren. Hij zal miljarden jarenlang prachtig blijven stralen. Daarna zal de ster zijn leven beëindigen als een witte dwerg. Naar gelang zijn omstandigheden kan de witte dwerg een rustig leven leiden, of op bepaalde momenten een lichtshow opvoeren. En passant geeft de witte dwerg ook nog inlichtingen over de uitdijing van het heelal. Als hij al zijn warmte heeft uitgestraald, is het een dof hemelobject geworden. Daarna zal de witte dwerg ophouden te bestaan. Hij ruste in vrede.

Als de vier natuurkrachten een andere sterkte zouden bezitten, zou het heelal er heel anders uitzien. Dan was de evolutie van de mens in zo’n kosmos ook niet mogelijk geweest, met het gevolg dat er geen mensen waren die een dergelijk heelal kunnen aanschouwen. Dit wordt het antropisch principe genoemd. Laten we twee voorbeelden geven. Indien de zwaartekracht iets zwakker was, zouden er zich geen sterren en geen planeten kunnen vormen. En dan was er dus ook geen enkele vorm van leven. Zou de zwaartekracht wat sterker zijn, dan zouden alle sterren kort na hun ontstaan ineenstorten tot zwarte gaten. In zo’n situatie heeft het leven onvoldoende tijd gehad om te kunnen ontstaan en zich te kunnen ontwikkelen.

De Nederlandse Werkgroep Veranderlijke Sterren

Er zijn met het blote oog vele fraaie objecten aan de nachtelijke hemel te bekijken. Zo is iedereen wel bekend met de schijngestalten van de maan, waarvan de magnitude kan oplopen tot -12. Ook de lichtpunten van planeten aan het hemelgewelf zijn bezienswaardig, waarbij de zeer heldere planeet Venus (m -3) vaak wordt aangezien voor een UFO (Unidentified Flying Object), een vliegende schotel. Voorts kunnen er elke heldere nacht wel enkele lichtflitsen worden waargenomen. In sommige nachten van het jaar, zoals rond 12 augustus, zijn er veel te zien. Het lichtverschijnsel wordt veroorzaakt door kleine gruis- en stofdeeltjes, die met grote snelheid de aardatmosfeer binnendringen. Door de val van zo’n deeltje door de dampkring ontstaat er wrijving met de luchtdeeltjes, dat gepaard gaat met een lichtflits. Het verschijnsel wordt door sterrenkundigen een meteoor genoemd, en in de volksmond ’vallende sterren’. Verder kunnen er op onverwachte momenten kometen - kleine hemellichamen van bevroren gassen en ijs, met gruis en stof - de zon naderen, die dan wekenlang een prachtig schouwspel kunnen opvoeren. Een mooi voorbeeld is de komeet Hyakutake, die in het voorjaar van 1996 zijn opwachting maakte. Met een helderheid van rond 0, en een zeer lange gasstaart, was het een oogstrelend object aan de nachthemel.

Figuur 32: De komeet Hyakutake, 60 seconden belicht met een 50 mm lens door Annette Boshoven.[5]

53

54

DE NEDERLANDSE WERKGROEP VERANDERLIJKE STERREN

Een ander voorbeeld was de komeet Hale-Bopp, die in het voorjaar van 1997 aan het firmament verscheen. Het hemellichaam bereikte een flinke magnitude van -0,7, en was daarmee één van de helderste kometen van de twintigste eeuw. De beide sublieme kometen zijn genoemd naar hun ontdekkers. En nu maar geduldig wachten op de volgende Figuur 33: De komeet Hale-Bopp, 35 se(amateur)sterrenkundige, die ook zo’n conden belicht met een 50 mm lens door spectaculaire komeet voor het grote puAnnette Boshoven[4] bliek ontdekt. Ten slotte zal het niemand zijn ontgaan, dat er sterren aan de hemel staan te pronken. En wie eens aandachtig de majestueuze sterrenhemel observeert, zal tot de conclusie komen dat de twinkelende sterren onderling van helderheid kunnen verschillen. Voor veel waarnemers is dat leuk om te zien en zijn hiermee tevreden. Leden van de Werkgroep Veranderlijke Sterren zijn hiermee niet voldaan. Ze zijn pas echt in hun element als ze de regelmatige verandering van de helderheden van individuele sterren zo goed mogelijk (met hulpmiddelen) op de voet kunnen volgen. Tegenwoordig zijn er vele tienduizenden veranderlijke sterren bekend.

De Werkgroep Veranderlijke Sterren De Werkgroep is in december 1960 opgericht. In 2010 bestond de Werkgroep 50 jaar. Deze mijlpaal werd in oktober van dat jaar groots gevierd met een Europese Veranderlijke Sterren Bijeenkomst in het Universiteitsmuseum van Groningen. Er waren drie dagen activiteiten zoals een colloquium op de Rijksuniversiteit Groningen, lezingen door professionele en amateursterrenkundigen, zoals Prof. Dr. Frank Verbunt met een voordracht over supernovae, en waarnemingsleider van de Werkgroep Erwin van Ballegoij over de Mira veranderlijke ster SY Herculis. Tijdens de bijeenkomst heeft Georg Comello uit het Drentse Roden een bijzondere onderscheiding ontvangen van de American Association of Variable Star Observers (AAVSO). De bijbehorende oorkonde voor het lid van het eerste uur van de jubilerende Werkgroep werd overhandigd door de Amerikaanse sterrenkundige Arne Henden. De prijs aan het erelid werd toegekend vanwege zijn meer dan 150.000 waarnemingen aan veranderlijke sterren. En natuurlijk was er ook een feestelijk diner. De organisatie kon terugblikken op een geslaagd festijn.

Pulserende veranderlijke sterren In de afgelopen vijftig jaar hebben leden van de Werkgroep Veranderlijke Sterren van de Koninklijke Nederlande Vereniging voor Weer- en Sterrenkunde waardevolle waarnemingen aan het helderheidsverloop van sterren verricht. Daaronder bevinden zich

55

de pulserende veranderlijke sterren, dat zijn sterren die zelf van helderheid veranderen. Deze helderheidsverandering wordt veroorzaakt door het periodiek uitzetten en weer inkrimpen van de buitenlagen van de op leeftijd gekomen ster. Datzelfde ritme is tevens verantwoordelijk voor de wisseling van de middellijn, de temperatuur en de kleur van de gasbol. De pulsatieperiode is afhankelijk van de straal en de massa van de ster. In die fase van zijn bestaan zal de ster ook materie kwijtraken. Tot de pulserende veranderlijke sterren worden de zogenaamde Mira-sterren ge-

Figuur 34: Lichtkromme van de Mira-variabele ster R Cassiopeia.[16] rekend. (Het zijn rode reuzen.) De periode van helderheidsverandering van deze oude sterren varieert tussen de tachtig en duizend dagen. De amplitude bedraagt 2 tot 11 magnituden. Dat is het verschil tussen de maximale en de minimale helderheid. De Duitse theoloog en amateursterrenkundige David Fabricius ontdekte in augustus 1596 de eerste veranderlijke ster in het herfst- en wintersterrenbeeld Cetus (Walvis). De naam Mira, Latijn voor ’wonderlijke’, is later aan deze ster gegeven door de Poolse astronoom Johannes Hevelius om het vreemde gedrag van de ster te benadrukken. De ster staat vermoedelijk op een afstand van ruim 800 lichtjaar van de aarde. De helderheidscyclus is gemiddeld 330 dagen. De helderheid schommelt in die cyclus tussen magnitude +2 en magnitude +10. Ze is dus soms met het blote oog te aanschouwen. Alle andere sterren die het gedrag van de ster Mira vertonen, worden ook allemaal langperiodieke Mira-verandelijken genoemd. Leden van de Werkgroep Veranderlijke Sterren houden veel van deze sterren regelmatig in de gaten. De waarnemers zijn met verrekijkers en (flinke) telescopen talrijke Mira’s aan het volgen. Met camera’s worden ze op de gevoelige plaat vastgelegd. En met het inzetten van grote, gekwalificeerde instrumenten worden de sterren nog beter bestudeerd. Tevens worden er helderheidsschattingen verricht. Uit al deze werkzaamheden kan de Werkgroep een lichtkromme samenstellen, een grafiek waarin de helderheid van Mira-sterren is uitgezet tegen de tijd. Er zijn inmiddels zo’n zesduizend Mira-sterren bekend. Enkele bekende exem-

56


plaren zijn U Orionis, T Cephei, S Ursae Majoris, X Cygni en R Leonis, genoemd naar het sterrenbeeld waarin ze zich bevinden. Nadat de Mira-fase van al deze rode reuzen afgelopen is, zullen ze nog veel meer materie verliezen. Dat zal uiteindelijk een planetaire nevel opleveren, en de sterkern zal inkrimpen tot een witte dwerg.

Eruptieve veranderlijke sterren De Werkgroep heeft ook ruime aandacht voor deze categorie hemelobjecten die helderheidsuitbarstingen vertonen. Deze explosies worden veroorzaakt als een witte dwerg en een ster rondom hun gezamenlijk zwaartepunt draaien, en er overdracht van materie plaatsvindt tussen de twee componenten. (Zie hoofdstuk 5) Dwergnovae Sommige eruptieve veranderlijke sterren worden dwergnovae genoemd. Hiertoe behoort de veranderlijke U Geminorum-ster, die van hetzelfde type is als SS Cygni. De ster U Geminorum bevindt zich in het wintersterrenbeeld Gemini (Tweelingen) op een afstand van zo’n 300 lichtjaar van de aarde. De ster werd al in 1855 door de Engelse astronoom Hind als veranderlijke ster onderkend. In 1856 werd dezelfde ster opnieuw waargenomen door de Engelse sterrenkundige Pogson, en hiermee was de eerste ontdekking van een dwergnova een feit. U Geminorum heeft normaal gesproken een helderheid van magnitude +14. Na gemiddeld honderd dagen neemt de helderheid snel toe - soms binnen een dag - tot de negende magnitude. Na enkele dagen tot een week in dit maximum te hebben vertoefd, daalt de helderheid binnen een week weer tot magnitude +14. Al sinds 1966 worden deze periodieke helderheidsuitbarstingen van U Geminorum door leden van de KNVWS-werkgroep waargenomen. Een andere dwergnova is de reeds genoemde SS Cygni-ster die in 1896 - veertig jaar na U Geminorum - door de Amerikaanse astronome Wells in het zomersterrenbeeld Cygnus (de Zwaan) werd gevonden. Hij staat op een afstand van ongeveer 120 lichtjaar van Figuur 35: Lichtkromme van een SS Cygni-ster.[6] ons vandaan, en is gewoonlijk een ster van de twaalfde magnitude. Maar zo om de vijftig dagen heeft SS Cygni een aardige uitbarsting, en bereikt de ster een helderheid van magnitude +8. Daarna zal de helderheid weer

57

afnemen tot zijn oorspronkelijke niveau. De leden kunnen deze lichtwisseling voor een groot deel van het jaar met apparatuur behoorlijk goed volgen en fotograferen.

Novae Ten slotte blijven de enthousiaste waarnemers van de werkgroep ook uitkijken naar een ander soort eruptieve veranderlijke sterren, de zogeheten novae. Het zal immers voor ieder (amaFiguur 36: Lichtkromme van Nova Aquilae 1918.[7] teur)sterrenkundige een onvergetelijk moment zijn om - met of zonder telescoop - een nova te ontdekken. En als eenmaal bekend is dat dit werkelijkheid is geworden, en een trots iemand als eerste een onverwacht stralend lichtpunt tussen de sterren ziet flonkeren, is het zeker de moeite waard om het verloop van de helderheid van het dubbelstersysteem verder met het blote oog of telescoop te volgen. Ook de Werkgroep zal dan het vervolg van de zichtbaarheid van zo’n nova-uitbarsting met interesse observeren, zoals dat bijvoorbeeld gebeurde met de bekende Nova Cygni in augustus 1975.

Waarnemingen Werkgroep bruikbaar voor vakastronomen We moeten erkennen dat amateurs in onze tijd geen revolutionaire ontdekkingen zullen doen, waarmee ze wereldfaam verwerven. Maar ze kunnen wel in bepaalde deelgebieden van de sterrenkunde de professionele sterrenkundigen zeer behulpzaam zijn. Zo was in 1985-1986 de beroemde kortperiodieke komeet Halley weer in de buurt van de zon te bezichtigen. Toen werd de International Halley Watch (IHW) opgericht, met als doel het coördineren en verzamelen van alle waarnemingen die wetenschappers aan het hemelobject hadden verricht. Eën onderafdeling van de IHW concentreerde zich volledig op het bijeenbrengen van waarnemingen van amateurs. De sterrenkundigen hielden zich vooral bezig met gedetailleerde waarnemingen aan de kern van de komeet, en van de scheikundige samenstelling van de kern en de gasen stofstaart. Intussen deden de hobbyisten (de amateurs) in de wereld vele maanden met verve onderzoek aan helderheidsuitbarstingen, en de veranderingen van de vorm in de staart van de komeet. Dit was voor wetenschappers een welkome aanvulling voor hun onderzoek naar de periodieke komeet Halley, die in circa zesenzeventig jaar een rondje om de zon beschrijft.

58


De leden van de Werkgroep Veranderlijke Sterren kunnen met hun observaties aan lichtwisselingen van sterren ook een bijdrage leveren aan de sterrenkundige gemeenschap. Ze kunnen namelijk hun eigen gang gaan, en zijn daarom in de gelegenheid om in alle rust lange tijden achtereen langperiodieke Mira-veranderlijken te bekijken. Voor de professionele sterrenwachFiguur 37: Er is maar één Hubble ten zijn dergelijke tijdrovende reeksen van waarSpace Telescope.[26] nemingen bijna niet te realiseren. Ze zijn namelijk aan allerlei regels gebonden, zoals het nakomen van afspraken met sterrenkundigen die waarnemingstijd op de observatoria hebben aangevraagd voor hun vakgebied. De astronomen hebben dus ook maar een beperkte tijd om Mira-sterren te volgen. Daarom zijn ze erg in hun nopjes als ze interessante gegevens van de Nederlandse Werkgroep (en van andere amateurs van over de hele wereld) krijgen aangereikt. Hiermee kunnen de onderzoekers nog beter de evolutie van deze sterren bestuderen. Voorts zijn de uitbarstingen van U Geminorum-sterren niet exact te voorspellen, zodat men eigenlijk iedere nacht paraat moet zijn om een dwergnova-uitbarsting te kunnen signaleren. Dat is voor sterrenkundigen wederom een onmogelijke taak. Voor leden van de Werkgroep is het allemaal wat gemakkelijker om deze eruptieve sterren vaker te kunnen gadeslaan. Zodra ze getuige zijn van een explosie, zullen de onderzoekers aan deze type sterren hiervan op de hoogte worden gebracht. Ze zullen de gepleegde waarnemingen met genoegen in ontvangst nemen. Ook de Werkgroep Veranderlijke Sterren zijn op hun beurt weer vergenoegd als ze waarnemingen van veranderlijke sterren krijgen toegestuurd van amateurs van buiten de Werkgroep.

De website van de Koninklijke Nederlandse Werkgroep Veranderlijke Sterren is: www.veranderlijkesterren.info Hierop is meer informatie te vinden over Mira-veranderlijken, SS Cygni-sterren, U Geminorum-sterren en andere veranderlijke sterren zoals de Cephe¨ıden en bedekkingsveranderlijken. Uiteraard zullen de bezoekers op de site nog meer informatie aantreffen, zoals een handleiding voor waarnemers.

Verdere informatie over sterrenkunde en ruimtevaart

Door de eeuwen heen hebben de volkeren de sterren en planeten aan de nachtelijke hemel altijd met vol ontzag bekeken. In die vroegere tijden waren de sterren zelfs een gids voor reizigers. Dat gold in het bijzonder voor zeemannen die met hun zeeschepen op de grote oceanen geen beschikking hadden over andere navigatiemiddelen dan de sterren. Ook ruimtevaarders de sterren te hulp moeten roepen tijdens hun reis in de ruimte. Dat gebeurde in april 1970 toen de Amerikaanse Apollo 13 - het ongeluksgetal - op zijn vlucht naar de Maan flink werd beschadigd door een explosie. Daardoor was het onzeker geworden of het navigatiesysteem aan boord van het ruimtevaartuig nog in staat was om de driekoppige bemanning heelhuids door de aardatmosfeer te kunnen loodsen. Daarom volgde de gezagvoerder Jack Swiggert met zijn handbediende sextant de sterren Altair en Wega, om op die manier na enige tijd veilig met zijn medereizigers in het warme water van de Stille Oceaan te kunnen plonsen. Ook in onze tijd zijn er nog steeds mensen die bijvoorbeeld tijdens een avondwandeling of op de camping in de vrije natuur een blik werpen naar de sterrenhemel. Dan kan het voorkomen dat er opeens een lichtflitsje verschijnt, of een lichtpunt langs de hemel trekt. En misschien is er nog wel een opvallend lichtverschijnsel aan het firmament te ontwaren. Het zou kunnen dat u tijdens deze waarnemingen nu wel eens wilt weten wat u allemaal heeft gezien, of met de vraag worstelt wat sterren zijn, en hoe we ons heelal moeten voorstellen. Het is dan een goed idee om eens een bezoek te brengen aan een publiekssterrenwacht bij u in de buurt.

59

60

VERDERE INFORMATIE OVER STERRENKUNDE EN RUIMTEVAART

Wat hebben publiekssterrenwachten te bieden? Een sterrenwacht is gemiddeld een paar keer per maand voor het publiek - jeugd en volwassenen - geopend, en wordt veelal gerund door vrijwilligers. In de regel krijgen de bezoekers een rondleiding, zodat men een indruk heeft hoe de sterrenwacht functioneert. Bij helder weer is er gelegenheid om met telescoFiguur 38: Publiekssterrenwacht Halley pen interessante hemelobjecten te bekijin Heesch: twee koepels en een radioteleken die de nachthemel sieren. De maan scoop.[15] met zijn kraters is voor velen een trekpleister, maar planeten, nevels en sterrenhopen mogen ook gezien worden. Een ander mogelijk onderdeel van het avondprogramma is een lezing over een (actueel) onderwerp in de sterrenkunde of ruimtevaart. Er zouden ook films kunnen worden vertoond. Voorts zullen medewerkers van de vereniging uw vragen beantwoorden voor de aanschaf en het gebruik van een telescoop. Voor degenen die zich verder willen oriënteren in de wereld van de sterren, de sterrenstelsels, het heelal en ruimtevaart, krijgen raadgevingen hoe ze dat het beste kunnen aanpakken. Goede literatuur kan daarbij van belang zijn. De meeste sterrenwachten hebben extra openingstijden wanneer er een bijzonder hemelverschijnsel optreedt, zoals bijvoorbeeld bij een maansverduistering, of als er tijdens een nacht extra veel meteoren te zien zijn. Verder kan er op een sterrenwacht op gezette tijden een lezing plaatsvinden door een bekende amateur- of professionele sterrenkundige. Zo hield de in amateurkringen bekende Alex Scholten van de Nederlandse Kometenvereniging in september 2010 bij de Vereniging Sterrenwacht Halley te Heesch een voordracht over de beroemde komeet Halley, die in 1910 nogal wat angst veroorzaakte in de wereld. Zesenzeventig jaar later vloog de Europese ruimtesonde Giotto vlak langs de kern van de komeet.

61

De KNVWS Op 1 september 1901 werd de Nederlandse Vereniging voor Weer- en Sterrenkunde (NVWS) opgericht. De inmiddels Koninklijke-NVWS kent plaatselijke afdelingen zoals Arnhem, Den Bosch, Rotterdam en Venlo. De afdelingen organiseren onder andere regelmatig voordrachten. Figuur 39: Zo werd er bij Centaurus A van de KNVWS-afdeling NijOverkoepelende ormegen door Dr. C. Dijkstra - werkzaam bij de Stichting ganisatie KNVWS Ruimte-Onderzoek Nederland (SRON) te Utrecht - in sepcoördineert activiteiten tember 2010 een lezing gehouden over de levensloop van van lokale afdelingen en sterren. De geboorte, evolutie, en het levenseinde van werkgroepen.[10] sterren werd op een duidelijke manier voor de toehoorders uiteengezet. De KNVWS telt ook aan aantal landelijke Werkgroepen, waarvan de leden in hun vrije tijd zich speciaal bezighouden met waarnemingen in een deelgebied van de sterrenkunde. In hoofdstuk 9 hebben we de werkzaamheden van de Werkgroep Veranderlijke Sterren besproken. Het maandblad Zenit is het officiële orgaan van de KNVWS. Het populair-wetenschappelijk tijdschrift bevat artikelen over sterrenkunde, verschijnselen aan de sterrenhemel, weerkunde, ruimtevaart, telescoopbouw en activiteiten van sterrenkundige amateurs. Men kan zich hierop abonneren, en het is tevens verkrijgbaar bij de boekhandel en grotere kiosken.

Stichting De Koepel Het bureau van stichting ’De Koepel’ is een informatiecentrum voor sterrenkunde en ruimtevaart, en beschikt over een bibliotheek die duizenden boeken omvat. Het bureau is gevestigd in het Utrechtse museum en sterrenwacht ’Sonnenborgh’. Het is overdag bereikbaar om al uw vragen op dit gebied te kunnen beantwoorden. Waar is in mijn omgeving een vereniging voor sterrenkunde? Welk boek is voor mij geschikt om te lezen? Zijn er nog posters van ruimtevaartuigen te verkrijgen? enzovoort.

62

VERDERE INFORMATIE OVER STERRENKUNDE EN RUIMTEVAART

Verder is stichting De Koepel de uitgever van het reeds genoemde maandblad Zenit, dat elf keer per jaar verschijnt. Tevens is ze de uitgever van de jaarlijkse Sterrengids, die wat meer is gericht op de gevorderde amateur. En samen met de stichting ’UniVersum’ geeft ze het jaarboek Sterren en Planeten uit voor beginners. Ook wordt door ’De Koepel’ het maandelijkse Informatieblad uitgegeven met daarin het laatste sterrenkundige nieuws, en informatie over lezingen, symposia en bijeenkomsten in ons land. Ten slotte is er het jaarlijks terugkerende evenement van de succesvolle Landelijke Sterrenkijkdagen voor het publiek. Deze kijkdagen worden gecoördineerd door Figuur 40: De Koepel geeft ondermeer bladen en gidsen uit.[30] stichting ’De Koepel’ en vinden meestal plaats in een weekend van de maand maart. Vele sterrenwachten, verenigingen en particulieren openen die dagen hun deuren voor bezoekers om ze wegwijs te maken in ons prachtige heelal. Stichting ’De Koepel’, Zonnenburg 2, 3512 NL Utrecht telefoon: 030-2311360 website: www.dekoepel.nl

De eenmanssterrenwacht Het mag niet onvermeld blijven dat veel enthousiastelingen in Nederland over een eigen gebouwde sterrenwacht beschikken. Deze mensen zijn in de regel bijzonder creatief, zodat ze goede waarnemingen aan de nachthemel kunnen verrichten. Een voorbeeld is de heer Harrie Besselink uit het dorp Herveld gelegen in de Betuwe, die in zijn achtertuin een leuke sterrenwacht heeft geconstrueerd. Ongetwijfeld zal een trotse eigenaar het plezierig vinden, als belangstellenden eens langskomen om zijn of haar uitkijkpost te bezichtigen. En een voor de hand liggende volgende stap is natuurlijk een blik werpen op de sterren, nevels en planeten.

De Kapteyn Sterrenwacht De Kapteyn-sterrenwacht is de sterrenwacht van de Rijksuniversiteit Groningen, en beschikt over een spiegeltelescoop met een middellijn van zestig centimeter. Deze grootste optische telescoop van Nederland stond in Roden (Drenthe), maar thans bevindt de telescoop zich op het terrein van de Rijksuniversiteit Groningen.

Bibliografie

[1]

Alle auteurs die belangenloos werk op de Wikipedia plaatsen . Subrahmanyan Chandrasekhar . http://en.wikipedia.org/wiki/Subrahmanyan_Chandrasekhar. [verwijzing van pag. 12]

[2]

Alle auteurs die belangenloos werk op de Wikipedia plaatsen . Tycho Brahe . http://www.kennislink.nl/publicaties/witte-dwerg-staat-op-springen. [verwijzing van pag. 32]

[3]

B. Balick (U. Washington) et al, WFPC2, HST, and NASA . Astronomy Picture of the Day, December 30, 1997 . http://apod.nasa.gov/apod/ap971230.html. [verwijzing van pag.

38]

[4]

Annette Boshoven . Komeet hale-bopp, 28 maart 1997, groesbeek, 35s, 800 asa fuji, gefoceerd 1600 asa . niet gepubliceerd. [verwijzing van pag. 54]

[5]

Annette Boshoven . Komeet hyakutake, 27 maart 1996, heesch, 60s, 400 asa fuji . niet gepubliceerd. [verwijzing van pag. 53]

[6]

Peter Lancaster Brown . Sterrenkunde in kleur . Sterrenkunde in kleur, blz. 237.

[verwijzing van pag. 57]

Peter Lancaster Brown . Sterrenkunde in kleur . Sterrenkunde in kleur, blz. 237.


[7]

[8]

Hernán Castro Rodrguez . El telescopio hubble: Los ojos de la tierra hacia el universo . http://sinopinion.blogspot.com/2010/04/el-telescopio-hubble-los-ojos-de-la.html. [verwijzing van pag. 42]

[9]

© UC Regents/Lick Observatory

. Nova Cygni, 1975: 2 photos showing decline of light . http://publications.ucolick.org/photo/index.html.

63


64

BIBLIOGRAFIE

[10] Drs. J.A. de Boer . Koninklijke nederlandse vereniging voor weer- en sterrenkunde . http://www.astro.rug.nl/~nvws/. [verwijzing van pag. 63] [11] Sloan Digital Sky Survey . Telescope . http://www.sdss3.org/instruments/telescope.php. [12] Mat Drummen. Sterrengids 1999. De Koepel, 1998.



[13] ESO . The Helix Nebula . http://www.eso.org/public/images/eso0907a/.


[14] Marc Fokker . NGC2655 with SN 2011B . http://www.astroforum.nl/threads/129718-Heldere-supernova-in-NGC-2655/page7. [verwijzing van pag. 44]

[15] Sterrenwacht Halley . Sterrenwacht Halley . www.sterrenwachthalley.nl.


[16] De Koepel . Evolutie in Weer en Sterrenkunde . Evolutie in Weer en Sterrenkunde, blz 210. [17] Lawrence Berkeley National Laboratory . Supernova acceleration probe . http://snap.lbl.gov/. [verwijzing van pag.


47]

[18] Henny J.G.L.M. Lamers . Het ontstaan van sterren en planetenstelsels, door het oog van ’Hubble’ . http://www.dekoepel.nl/zenit/ontstaan.html, september 1999 . [verwijzing van pag. 6] [19] Mike Luciuk . Astronomical Redshift . http://www.asterism.org/tutorials/tut29-1.htm.


[20] NASA, JPL-Calltech, CXC, and Calor Alto . Vivid view of tycho’s supernova remnant . http://www.spitzer.caltech.edu/images/2060-sig08-016-Vivid-View-of-Tycho-s-Supernova-Rem [verwijzing van pag. 40]

[21] ESA NASA. The Dog Star, Sirius A, and its tiny companion . http://www.spacetelescope.org/images/heic0516a/.


[22] Arie Nouwen . Periodieke uitbarstingen waargenomen van dubbele witte dwerg . http://nl.wikipedia.org/wiki/Tycho_Brahe. [verwijzing van pag.

31]

65

BIBLIOGRAFIE

[23] Hale Observatories . Nova Persei 1901, photographed in 1949 . http://www.sciencephoto.com/images/download_lo_res.html?id=827300114. [verwijzing van pag. 37]

[24] Solar Dynamics Observatory . Hubble captures unveiling of planetary nebula . http://nssdc.gsfc.nasa.gov/image/astro/hst_stingray_nebula.jpg. [verwijzing van pag. 26]

[25] Nederlandse Onderzoekschool Voor Astronomie (NOVA) . Kijkje in het binnenste van witte dwergen . http://www.kennislink.nl/publicaties/kijkje-in-het-binnenste-van-witte-dwergen. [verwijzing van pag. 50]

[26] Space Today Online . Hubble space telescope . http://www.spacetoday.org/DeepSpace/Telescopes/GreatObservatories/Hubble/Hubble.html. [verwijzing van pag. 58]

[27] Saul Perlmutter . Saul Perlmutter . http://supernova.lbl.gov/public/sauldir/saulhome.html. [verwijzing van pag. 45]

[28] Gijs H. A. Roelofs, Arne Rau, Tom R. Marsh, Danny Steeghs, Paul J. Groot, Gijs Nelemans, and Rob Haynes (tekening) . Spectroscopic evidence for a 5.4-minute orbital period in hm cancri / witte dwerg staat op springen . http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1003/1003.0658v1.pdf. [verwijzing van pag. 28]

[29] SDO/NASA/AIA . Sdo aia 4500 . http://sdo.gsfc.nasa.gov/assets/img/latest/latest_1024_4500.jpg. [verwijzing van pag. 22]

[30] Stichting UniVersum and Stichting ’De Koepel’ . Sterren & planeten 2011 . http://www.dekoepel.nl/SterrenPlaneten.html.


[31] Arthur Upgren . Willem Jacob Luyten . http://www.nap.edu/readingroom.php?book=biomems&page=wluyten.html. [verwijzing van pag. 18]

[32] André van de Hoeven . M27 halternevel lrgb . http://www.astroforum.nl/threads/125648-M27-Halternevel-LRGB. [verwijzing van pag. 25]

66

BIBLIOGRAFIE

[33] Jongeren Werkgroep Nederland . Herzsprung-Russell diagram . http://www.sterrenkunde.nl/index/encyclopedie/hrd.html. [verwijzing van pag. 7]

WITTE DWERGEN EXPLOSIEVE VERSCHIJNSELEN

Recommend Documents