R - Extreme materie - SRON Netherlands Institute for Space Research

Chandra / XMM-Newton / INTEGRAL: Extreme materie

Missie in het kort
Belangrijkste resultaten
Voortgezet onderzoek
Links

Missie in het kort

Extreem ijle of compacte materie in het heelal kan worden waargenomen bij extreme golflengten (röntgenstraling, gammastraling) omdat de materie erg heet is, of zorgt voor verschijnselen waarbij veel energie vrijkomt. Omdat hoogenergetische straling niet door de atmosfeer heen komt, zijn astronomen voor het onderzoek uitsluitend aangewezen op ruimtetelescopen. Vanaf de begindagen van het ruimteonderzoek is het onderzoek bij röntgenstraling en gammastraling een belangrijk aandachtsgebied voor de Nederlandse sterrenkunde. Naast onderzoek van de zon staan allerlei kosmische bronnen die met extreme materie te maken hebben in de belangstelling. Ons land behoort niet alleen tot de toonaangevende landen als het gaat om het onderzoek zelf, maar heeft ook internationale faam verworven door de bouw van satellietexperimenten om deze straling waar te nemen.

Kort na de eeuwwisseling komen twee grote röntgentelescopen in gebruik waaraan Nederland een belangrijke bijdrage levert. NASA’s Chandra-telescoop is uitgerust met transmissietralies die onder leiding van SRON zijn gebouwd. In ESA’s XMM-Newton-telescoop bevinden zich reflectietralies, eveneens gerealiseerd onder leiding van SRON. Beide telescopen zijn complementair aan elkaar. Chandra heeft een scherp ‘gezichtsvermogen’ door de zeer glad gepolijste spiegels en XMM-Newton is gevoeliger voor zwakke röntgenstraling vanwege het grote foton-verzamelende oppervlak, opgebouwd uit 58 in elkaar geschoven spiegels. Ook de spectrale capaciteiten vullen elkaar aan. Verder is de gammatelescoop INTEGRAL actief, eveneens van ESA. Daarin zijn technieken verwerkt die deels teruggaan op Nederlandse ervaringen, opgedaan met eerdere gamma- en röntgentelescopen, zoals voor detectoren en het gebruik van gaatjesmaskers.
{tooltip class=tooltip_50jaar}Lees meer: het waarnemen van röntgen- en gammastraling{end-link}Het observeren van röntgen- en gammastraling verschilt enorm van de ‘bekende’ sterrenkunde in het zichtbare licht. Lenzen of gewone spiegels zijn ongeschikt om de straling te verzamelen en te focusseren. Voor röntgentelescopen wordt het principe van ‘scherende inval’ gebruikt, waarbij de straling onder een kleine hoek een metalen (goud) spiegeloppervlak raakt en een klein beetje van richting verandert. Door een aantal cilindrische spiegels in elkaar te zetten – als een Russische Matroesjka – ontstaat een ‘lens’ met een lange brandpuntsafstand.

Een andere techniek is het gebruik van een metalen gaatjesmasker als ‘objectief’ waarbij elk gaatje werkt als een ‘gaatjescamera’. De afbeeldingen in het detectorvlak worden dan, met behulp van het bekende gaatjespatroon, gereconstrueerd tot een beeld van het object. Ook de detectoren om de straling te meten in het brandvlak zijn anders dan in het zichtbaar licht. Het gebruik van gasgevulde detectoren maakt plaats voor speciale ccd’s. Met slimme technieken worden valse signalen, veroorzaakt door het instrument zelf of door botsingen met elektrisch geladen deeltjes (kosmische straling, zonnewind) herkend en onderdrukt.

Röntgen- en gammatelescopen moeten extreem effectief zijn en feitelijk alle fotonen die van een bron afkomstig zijn kunnen tellen. Veel bronnen produceren maar enkele fotonen per seconde, per uur of zelfs per dag. Dit betekent dat je heel lang moet ‘kijken’ naar een bron om voldoende informatie op te halen zodat je jezelf (letterlijk) een beeld kan vormen van wat er aan de hemel gaande is. Het waarnemen van (snelle) veranderingen in de tijd, zoals bij pulsars, lukt alleen bij relatief sterke bronnen en het vereist bovendien dat de registratie-instrumenten zeer kort na het meten van een foton ‘klaar’ zijn voor de volgende.

En om het nog uitdagender te maken willen astronomen ook graag weten wat de energie van elk gemeten foton is. Want op die manier kun je een röntgen- of gammaspectrum van de bron verkrijgen, met daarin spectrale lijnen die kenmerkend zijn voor bepaalde chemische elementen en tegelijkertijd iets vertellen over de temperatuur van het object. Om röntgentelescopen spectrale capaciteit te geven moet, net als bij een prisma, de straling uiteengerafeld worden. Dat kan met behulp van tralies. Afhankelijk van de toepassing en het optisch ontwerp worden zowel transmissietralies als reflectietralies gebruikt. De eerste kun je in en uit de stralengang in de telescoop schuiven. De tweede maakt meestal onderdeel uit van het detectiesysteem zelf. Daarnaast is het mogelijk, met name bij gammadetectoren, om de energie rechtstreeks in de detector te meten.{end-tooltip}

Belangrijkste resultaten

De samenstelling van het heelal. Ongeveer 4% van de inhoud van het heelal bestaat uit gewone materie. Dat wil zeggen, uit protonen, elektronen en neutronen, plus een hele reeks aan ‘elementaire deeltjes’ die door het zogeheten standaard model worden verklaard. De rest van het heelal bestaat uit donkere materie waarvan we de aard niet weten maar die zich wel laat gelden via de zwaartekracht, en uit donkere energie. Ook de aard van donkere energie kennen we niet maar we kunnen de invloed wel meten, via de versnelde uitdijding van het heelal. Over donkere materie en donkere energie is onder de categorie Vragen voor de toekomst een apart venster opgenomen.
{tooltip class=tooltip_50jaar}Lees meer: donkere materie?{end-link}Met merendeel van de gewone materie bevindt zich in het heelal in de vorm van sterren en planeten, plus gas- en stofwolken. Ondanks het ‘gewone’ karakter bestaan ook zeer extreme vormen, zowel in de zin van ‘heel compact’ als van ‘heel ijl’. Het gedrag van gewone materie in die extreme omstandigheden vormt op allerlei manieren een test voor gangbare natuurkundige theorieën, en kan via een omweg zelfs licht werpen op de aard van de donkere materie en donkere energie. De NASA- en ESA-röntgentelescopen zijn erin geslaagd om bij enkele clusters van sterrenstelsels de vermoedelijke verdeling van donkere materie in kaart te brengen door te meten hoe het ijle, zeer hete (gewone) gas is verdeeld. Het eerste tipje van de sluier is op die manier opgelicht!{end-tooltip}

Compacte objecten. Sterren kunnen aan het eind van hun leven materie in zeer compacte vorm produceren: witte dwergen, neutronensterren en zwarte gaten.

Van rode dwergsterren die lichter zijn dan ongeveer 80% van de zon – en die numeriek gezien verreweg het meest talrijk zijn – weten we overigens niet precies hoe het sterrenleven eindigt. Vermoedelijk eindigen deze sterren in donkere, koele gasbollen met een kern van dicht opeengepakte – maar geen extreme – materie.
Van sterren met een massa tussen 0,8 en 2,5 maal de massa van de zon is, mede door het onderzoek met röntgensatellieten, redelijk goed bekend wat er uiteindelijk gebeurt. Het grootste deel van hun leven verkeren deze sterren in het stadium dat waterstofgas in hun binnenste fuseert tot helium. Ook onze zon bevindt zich al bijna 4,5 miljard jaar in dit stadium en zal daarin zeker nog eens zo’n tijd blijven.
{tooltip class=tooltip_50jaar}Lees meer: de evolutie van lichte sterren{end-link}Als de waterstof in de kern opraakt verplaatst de waterstofverbranding zich naar een schil om de kern. Die schil komt geleidelijk aan steeds meer naar buiten te liggen. De heliumkern zal zich samentrekken, terwijl de buitenkant van de ster door de steeds ondieper liggende waterstofverbranding opzwelt en aan de buitenkant afkoelt tot zo’n 2700 graden. Bij die temperatuur zendt de ster het meeste licht uit in het rood: een rode reus. Maar de lichtkracht – de totale hoeveelheid energie die per seconde wordt uitgezonden – wordt wel enkele duizenden malen groter! De zon zal zo’n 2 miljard jaar in dit reuzenstadium blijven.
De heliumkern stopt met samentrekken tot de dichtheid ongeveer 1000 kg / cm³ bedraagt, dat is een miljoen keer dichter dan water! Bij een temperatuur van 100 miljoen graden kan het opeen gedrukte helium zelf als brandstof fungeren en ontstaat koolstof. Dit stabiliseert de ster, totdat ook het helium opraakt. Na verdere samentrekking kan koolstof nog tot zuurstof fuseren. In verschillende schillen rondom de kern vinden dan fusieprocessen plaats en dat maakt de ster instabiel. Hij gaat pulseren. Uiteindelijk zijn de pulsaties zo sterk dat de ster complete gasschillen afwerpt. Sterren die dat nu doen zien we als ‘planetaire nevels’, die overigens niets van doen hebben met planeten zoals men vroeger dacht. Uiteindelijk blijft de naakte kern van de vroegere ster over: een witte dwerg. De hete kern is een bron van röntgenstraling en met Chandra en XMM-Newton worden dergelijke witte dwergen onderzocht. De sterkern koelt in de loop van miljarden jaren af tot een ‘zwarte dwerg’.

De materie in dit sterrestant is absoluut extreem te noemen. De atoomkernen zitten zo dicht op elkaar gedrukt dat hun elektronen zijn ‘samengevoegd’ tot een ‘gas’ dat de zwaartekrachtsdruk kan weerstaan. Tenminste, zolang de dichtheid niet groter is dan 1 miljoen kg / cm³. Witte dwergen hebben een afmeting ter grootte van de aarde, maar ze bevatten in de orde van een zonsmassa aan materie. Als ze zwaarder zijn dan 1,4 zonsmassa storten ze verder in elkaar, zo laten theorieën zien. En uit waarnemingen met onder andere de röntgensatellieten blijkt dat dit ook echt gebeurt.{end-tooltip}
Witte dwergen die te zwaar zijn, storten in omdat het ‘elektronengas’ de enorme zwaartekrachtsdruk niet kan weerstaan. De elektronen worden als het ware in de protonen ‘gedrukt’ waarbij neutronen ontstaan. Dit ‘neutronengas’ weerstaat de zwaartekrachtsdruk uiteindelijk wel. Zo’n neutronenster is niet groter dan circa 20 kilometer doorsnede en bevat tussen de 1,4 en circa 3 zonsmassa’s aan materie. De dichtheid loopt op tot 1 biljoen kg / cm³.
{tooltip class=tooltip_50jaar}Lees meer: neutronensterren{end-link}Neutronensterren zijn vaak een bron van röntgenstraling. Ze zijn heet en ze zorgen ervoor dat het gas in hun directe omgeving wordt verhit. Chandra en XMM-Newton nemen verschillende neutronensterren waar en met de waarnemingen wordt ons beeld van deze compacte objecten verder aangescherpt. Neutronensterren ontstaan uit sterren die zwaarder zijn dan 2,5 maal de zon maar lichter dan 5 maal de zon. Net als bij de lichtere soortgenoten ondergaat zo’n ster in het gewone leven fasen van verbranding in schillen rond de kern, en perioden van instabiliteit. Steeds weer wordt het verbrandingsproduct bij hogere temperaturen en druk gebruikt voor een volgende fusie-fase. Uiteindelijk ontstaat in de kern van de ster ijzer. Verdere fusie is niet mogelijk. Als er echter in de sterkern geen energie wordt geproduceerd, drukt de zwaartekracht de kern uiteindelijk in elkaar. De schokgolf die dat teweeg brengt, blaast de ster op: een supernova. Gedurende enkele dagen of weken kan de ster tijdelijk even helder zijn als een heel sterrenstelsel. Restanten van de ster botsen op interstellair gas en eerder uitgestoten gaswolken van de ster. Dat veroorzaakt heftige schokgolven in de omliggende gasnevel die daardoor straling gaat uitzenden: een supernovarest.
Chandra en XMM-Newton bestuderen tal van supernovaresten en daaruit wordt steeds beter bekend hoe de sterrestanten bewegen en zich mengen met ander gas. Neutronensterren beschikken ook over zeer krachtige magneetvelden waarin twee tegenover elkaar liggende materiestromen ontstaan. Tegelijkertijd draait de ster rond, soms honderden malen per seconde. Ligt de aarde toevallig in het verlengde van de rondzwiepende materiestroom, dan zien we de ster periodiek oplichten: een pulsar. Dat oplichten gebeurt vaak in radiostraling, maar soms ook in zichtbaar licht, tot aan röntgenstraling aan toe. Op een tijdschaal van miljoenen jaren verliest de neutronenster via magnetische remming energie en gaat hij langzamer draaien. Dat effect biedt de mogelijkheid om hun leeftijd te schatten.{end-tooltip}
- Sterren die zwaarder zijn dan circa 5 zonsmassa’s bereiken een nog extremer eindstadium. Ook het ‘neutronengas’ kan dan de zwaartekrachtsdruk van de meer dan 3 zonsmassa’s zware kern niet weerstaan. Er volgt ineenstorting tot een zwart gat. Zelfs de lichtsnelheid (300 000 km/s) is te laag om de ontsnappingssnelheid van dit object te overschrijden en dus komt er zelfs geen licht vanaf het object. Vandaar de benaming zwart gat.

Dubbelsystemen. Witte dwergen, neutronensterren en zwarte gaten kunnen voor heftige verschijnselen zorgen als ze worden ‘gevoed’. Dat kan het geval zijn als ze deel uitmaken van een dubbelstersysteem of zich in een gasrijke omgeving bevinden.
{tooltip class=tooltip_50jaar}Lees meer: materiestromen in dubbelsystemen{end-link}Materie valt naar hen toe en verzamelt zich in een accretieschijf, van waaruit materie op het object lekt. Op witte dwergen kunnen zo gaslaagjes ontstaan die op een gegeven moment exploderen: een nova. Of ze worden zo zwaar dat ze ineenstorten, alsnog, tot een neutronenster: een supernova. Evenzo kunnen neutronensterren uiteindelijk veranderen in een zwart gat. In de enorme zwaartekrachtsvelden gedraagt de materie zich volgens de relativiteitstheorie. De extreme objecten zijn uitstekende ‘laboratoria’ om deze theorie te testen. Je kunt er verschijnselen waarnemen als roodverschuiving die door zwaartekracht wordt veroorzaakt, maar ook effecten op de ruimte en de tijd. Behalve ‘stellaire’ zwarte gaten, met een massa van enkele zonsmassa’s, bestaan er ook ‘massieve’ zwarte gaten die zich veelal in de kernen van sterrenstelsels bevinden. Zij hebben een massa van enkele honderdduizenden tot miljoenen zonsmassa’s. Het blijkt dat deze enorme objecten al vrij kort na het ontstaan van sterrenstelsels voorkwamen. Hoe ze precies zien ontstaan is een van de Vragen voor de toekomst in de sterrenkunde (zie in die categorie ook het aparte venster over de eerste sterren in het heelal).{end-tooltip}

Extreme ijle materiebevindt zich in en rondom groepen (clusters) van sterrenstelsels. Het bestaan ervan wordt opgemerkt doordat het gas ook heel erg heet is, waardoor het röntgenstraling uitzendt. Bijzonder genoeg blijkt dat het gas ook metalen bevat en dus door een stercyclus moet zijn gegaan.

Voortgezet onderzoek

Hoewel met de huidige generatie röntgen- en gammatelescopen fascinerende resultaten zijn verkregen, leiden die ook weer tot nieuwe vragen. Zoals hoe compacte objecten er in slagen om uit de materieschijf die er omheen draait, materie met hoge snelheid weg te schieten in twee tegenovergestelde richtingen. Om dergelijke vragen te beantwoorden, worden diverse toekomstige missies voorbereid. Dat is met name het geval in landen als Japan, Rusland, China en India, terwijl NASA en ESA plannen voor grote missies annuleren of terugschalen als gevolg van financieringsproblemen. Nederland zet onder andere in op een instrumentenrol aan boord van ESA’s Athena-missie.

De toekomstige missies betekenen veelal een verdere stap in de grootte en scherpte van het beeld, het meten van meer details in spectra en het meten van snelle veranderingen in de tijd. Door het steeds grotere foton-verzamelend oppervlak zijn ze ook steeds gevoeliger zodat zwakke bronnen waarvan we maar weinig fotonen ontvangen toch goed kunnen worden onderzocht. De volgende generatie röntgentelescopen zal het maken van plaatjes (imaging) steeds combineren met het maken van spectra (spectroscopie) omdat de beeldelementen in staat zijn de energie van elk binnenkomend foton nauwkeurig te meten. {tooltip class=tooltip_50jaar}Lees meer: onderwerpen toekomstige missies{end-link}