Nederlandse Samenvatting Extreme Stervorming in Starburststelsels

Nederlandse Samenvatting
Extreme Stervorming in Starburststelsels
Botsende sterrenstelsels
Vlak na de Big Bang, zo’n 13,7 miljard jaar geleden, vulde een hete, dichte oersoep
het hele Universum (wat toen veel kleiner was dan nu). De belangrijkste ingrediënten
waren de elementaire bouwstenen, waaruit later waterstof en helium gevormd zouden worden. Deze elementaire deeltjes waren bijna volledig gelijkelijk over de ruimte
verdeeld, op wat hele kleine dichtheidsverschillen na. Gedurende de evolutie en uitdijing van het Heelal zijn deze kleine dichtheidsfluctuaties groter en groter gegroeid.
Het resultaat is de zeer rijke structuur in het huidige Heelal. Om ons heen zien we
sterrenstelsels in alle vormen en maten. Ze zijn ontstaan in de gebieden met grotere
dichtheid en worden van elkaar gescheiden door grote lege gebieden, waar zich maar
weinig (zichtbare) materie bevindt.
Op het eerste gezicht lijken de meeste sterrenstelsels een geïsoleerd bestaan te leiden. Bij nader onderzoek wordt echter duidelijk dat ontmoetingen tussen buurstelsels
regelmatig voorkomen. Zo heeft onze Melkweg in het verleden verschillende kleine
satellietstelsels opgeslokt. Ook op dit moment maken we ons schuldig aan kannibalisme en scheuren we het Sagittarius-dwergstelsel onder invloed van de zwaartekracht
van ons stelsel uit elkaar. In de verre toekomst zal de Melkweg tijdens een botsing met
Andromeda zelfs onherkenbaar worden vervormd. Simulaties van deze dramatische
gebeurtenis-in-spe zijn te vinden in Figuur 7.1. Ook in veel andere sterrenstelsels zien
we aanwijzingen voor onderlinge botsingen.
Ook al lijkt een sterrenstelsel van een afstand gezien een massief eiland van dicht
opeengepakte sterren, in werkelijkheid is de afstand tussen de sterren onderling heel
groot. Als de zon zo groot zou zijn als een vingertop, dan zou de dichtstbijzijnde ster
zich in Londen bevinden, een tweede in Luxemburg en weer een andere in Frankfurt,
met daar tussenin niets dan lege ruimte. De kans dat sterren elkaar daadwerkelijk raken bij een botsing tussen twee sterrenstelsels is nihil. Toch voelen de sterren elkaars
aanwezigheid wel wanneer ze elkaar voorbij vliegen. Door de onderlinge zwaartekracht worden ze van richting veranderd. Als twee zware spiraalstelsels met elkaar
botsen en veel sterren in allerlei richtingen worden afgebogen, blijft er van de vorm
van de sterrenstelsels niet veel over. Vaak kunnen de stelsels niet meer aan elkaar
ontsnappen en smelten ze samen tot één nieuw megastelsel (zie Figuur 7.1).
Wat botst er dan wel als twee sterrenstelsels elkaar tegenkomen? Behalve aan sterren zijn veel stelsels – vooral spiraalstelsels – rijk aan gas en stof. De gigantische gasen stofwolken worden moleculaire wolken genoemd. Deze zijn veel groter dan sterren en hebben dus een grotere kans op een aanvaring met elkaar. Terwijl de sterren
langs elkaar heen vliegen, zien we grote hoeveelheden gas en stof op elkaar botsen en
ophopen.
149
150
Figuur 7.1 — Simulaties van het verloop van de botsing tussen de Melkweg en Andromeda. Linksboven zie je het moment van eerste contact over ongeveer drie miljard jaar. Rechtsonder zijn de twee
stelsels één miljard jaar later met elkaar versmolten (deze simulaties zijn uitgevoerd door John Dubinski,
Universiteit van Toronto).
Stervorming in een snelkookpan
In de grote moleculaire wolken van zojuist worden sterren gevormd. Als een gaswolk onder invloed van zijn eigen zwaartekracht samentrekt, vormen zich in de wolk
op meerdere plaatsen verdichtingen, waarin de temperatuur flink oploopt. Deze hete
kernen storten steeds verder in, tot de temperatuur en dichtheid zo hoog worden dat
kernfusie plaats kan vinden. De energie die bij dit proces vrijkomt, wordt uitgestraald
in de vorm van licht: een ster is geboren (zie Figuur 7.2). Meestal worden er in een
moleculaire wolk niet één, maar wel duizenden sterren dicht bij elkaar geboren. Ze
zijn door de onderlinge zwaartekracht aan elkaar gebonden en samen vormen ze een
sterrenhoop.
Ook in onze Melkweg is nog veel gas beschikbaar. Daaruit worden voortdurend
Samenvatting: Extreme Stervorming in Starburststelsels
151
nieuwe sterren geboren, en dan vooral in de buurt van het Galactische centrum waar
de concentratie van gas het hoogst is. Ook in de spiraalarmen ontstaan nieuwe sterren,
maar dit gebeurt allemaal heel rustig aan. Per jaar wordt er in de hele Melkweg het
equivalent van drie keer de massa van de zon omgezet van gas in sterren (vergeleken
met in totaal een paar honderd miljard sterren in de Melkweg is dat een kleinigheid).
Als je naar Figuur 7.1 kijkt, kun je je voorstellen dat botsende sterrenstelsels het
stervormingsproces een handje helpen. Ten eerste levert een botsing nieuw bouwmateriaal op in de vorm van grote extra hoeveelheden gas en stof. Daarnaast lijkt het
erop dat de stervorming in deze systemen ook nog eens veel efficiënter gebeurt dan
in ‘normale’ sterrenstelsels als onze Melkweg. Botsende stelsels kunnen bij wijze van
spreken van één kilo gas meer sterren maken, met minder verlies van materiaal, dan
onze Melkweg dat doet.
Hoe dit in zijn werk gaat, is nog niet in detail begrepen, maar je kunt het je als
volgt voorstellen: als moleculaire wolken met enige kracht tegen elkaar aan botsen of
op een andere manier van buitenaf onder druk worden gezet, worden ze een beetje in
elkaar geperst. Dit leidt tot een grotere dichtheid en nieuwe sterren worden eerder en
in sneller tempo gevormd.
Daarbij werkt stervorming in gebieden met veel dicht opeengepakte gas- en stofwolken ook nog eens letterlijk aanstekelijk. Als de sterren in een nieuw gevormde
sterrenhopen evolueren, beginnen de meest zware sterren sterwinden van zich af te
blazen en vinden er na verloop van tijd supernova-explosies plaats. Hierdoor wordt
het omliggende gas samengedrukt met een nieuwe geboortegolf als resultaat. Zo zijn
er op de plekken waar moleculaire wolken samenpakken altijd zeer actieve stervormingsgebieden te vinden. Je hebt als het ware stervorming in een snelkookpan.
Figuur 7.2 — Links: a) Een moleculaire wolk met daarin gebieden van grotere dichtheid (in zwart), de
zogenaamde hete kernen. Het middelste plaatje b) laat zien hoe één van die hete kernen onder invloed
van zijn eigen zwaartekracht verder instort en het omringende materiaal verzamelt. Rechts: c) Als de
dichtheid en temperatuur in het centrum van de hete kern hoog genoeg zijn geworden, komt kernfusie
op gang en is de jonge ster geboren. Deze ster zit nog ingesloten in de gaswolk. Uit het overgebleven materiaal zal hierna een schijf met planeten gevormd worden (de zwarte schijf). Deze figuren zijn
gemaakt door Michiel Hogerheijde, Universiteit Leiden.
152
Figuur 7.3 — Links: Optisch plaatje van de Antennae, twee botsende spiraalstelsels (waargenomen met
de Hubble Ruimte Telescoop, door Bradley Whitmore, NASA en ESA). Rechts: Het balkspiraalstelsel
M83, waargenomen in het ultraviolet met de Very Large Telescope (door het FORS-team en ESO).
Geboortegolven in starburststelsels
Sterrenstelsels met een sterk verhoogde stervormingsactiviteit worden starburststelsels genoemd (geboortegolfstelsels, vrij vertaald). In plaats van drie zonsmassa’s aan
gas, wordt in deze stelsels per jaar wel tien of zelfs honderd keer zoveel gas omgezet
in nieuwe sterren. Meestal worden zulke geboortegolven veroorzaakt door interacties,
zoals hiervoor beschreven.
Een prachtig voorbeeld van twee botsende spiraalstelsels in zo’n actieve stervormingsfase zijn de Antennae (linker plaatje van Figuur 7.3). Deze twee stelsels zijn
elkaar ongeveer 200 miljoen jaar voor het eerst tegengekomen; simulaties laten zien
dat ze elkaar nu voor de tweede keer naderen. De twee kernen van de individuele spiraalstelsels zijn nog goed te onderscheiden. Verder zie je resten van spiraalarmen en
valt ook de donkere stofband tussen de twee kernen erg op. Bijna alle heldere bronnen
die je in dit plaatje ziet, zijn jonge sterrenhopen, de meeste met een leeftijd jonger dan
10 miljoen jaar. Dat is heel jong voor astronomische objecten; de zon is bijvoorbeeld
bijna 500 keer zo oud. De jonge sterrenhopen zijn allemaal gevormd tot gevolg van gas
dat is opgehoopt tijdens de interactie.
In een minderheid van de gevallen kunnen we de hevige stervorming niet direct
relateren aan botsingen met buurstelsels. In deze geïsoleerde stelsels vindt de geboortegolf meestal plaats in de kern. Als gas langs de spiraalarmen naar het centrum van
een stelsel stroomt, verzamelt zich daar op den duur een vergelijkbare hoeveelheid
moleculair gas als in geval van botsingen. Ook hier heeft dat heftige geboortegolven
als gevolg, in de kern of in een ring om de kern heen.
Een goed voorbeeld hiervan is de balkspiraal M83 (rechter plaatje in Figuur 7.3).
Samenvatting: Extreme Stervorming in Starburststelsels
153
Gas uit de schijf van het stelsel is door de balk naar de kern getransporteerd, waar
het de afgelopen 100 miljoen jaar voor een aantal uitbarstingen van stervorming heeft
gezorgd. Hier zie je weinig van als je naar het stelsel in zijn geheel kijkt. Pas als je
inzoomt op een klein gebiedje in de kern, vind je honderden jonge, zware clusters van
sterren.
Ook al duurt het relatief kort, het is duidelijk dat de starburstfase erg belangrijk is
in de evolutie van een sterrenstelsel. In korte tijd wordt de sterpopulatie van het stelsel
grondig verjongd en in geval van een interactie kan ook de vorm van het stelsel enorm
veranderen. Het sterrenstelsel ondergaat een ingrijpende metamorfose!
Daarnaast hebben geboortegolfstelsels een belangrijke rol gespeeld in de geschiedenis van het Heelal. Miljarden jaren geleden, toen het Heelal veel kleiner was dan nu,
was de gemiddelde afstand tussen de sterrenstelsels minder groot. Botsingen kwamen
vaker voor en actieve stervormings-explosies waren toen relatief belangrijker dan in
het locale Universum. Gedetailleerde kennis van nabije geboortegolfstelsels kan dus
helpen om de stervormingsgeschiedenis van het Heelal beter te begrijpen.
Interstellair stof en het elektromagnetisch spectrum
Als we de stervormingsgebieden willen bestuderen, dient zich een moeilijkheid aan.
De jonge sterren liggen diep verborgen in de gaswolken waaruit ze zijn gevormd. Om
te begrijpen hoe we dit probleem kunnen omzeilen, moeten we eerst iets meer te weten
komen over de eigenschappen van licht.
Het optische licht, zoals we het waarnemen met het menselijk oog, is slechts een
klein deel van alle elektromagnetische straling. Al deze straling bestaat uit golven met
een bepaalde frequentie. Hoe meer trillingen per seconde, des te korter de golflengte
en des te blauwer het licht. Straling met een lagere frequentie en dus een langere
golflengte, heeft juist een rodere kleur.
Net zoals bij een kampvuur, waarbij je je aan de blauwe vlammen erger kunt branden dan aan de rood smeulende resten ervan, correspondeert kleur met temperatuur.
Hoe blauwer, des te energetischer de straling en des te heter de bron waar de straling
van afkomstig is. Rode sterren zijn bijvoorbeeld veel koeler dan soortgenoten met een
Figuur 7.4 — Een overzicht van het elektromagnetisch spectrum. Het loopt van straling met een lage
trillingsfrequentie en een lange golflengte (radiostraling) tot de zeer hoog-frequente en energetische
gammastraling (met dank aan NASA).
154
Figuur 7.5 — Een mooi voorbeeld hoe stof de achterliggende sterren aan het oog kan onttrekken. Dit zijn
twee plaatjes van de moleculaire wolk Barnard 68 gefotografeerd bij verschillende golflengtes. Links zie je
de wolk waargenomen in het optische, blauwe licht. De donkere wolk is heel duidelijk op de voorgrond
te zien en het licht van de sterren erachter kan niet door de wolk heen stralen. Het rechter plaatje is
een waarneming van exact hetzelfde gebied, maar dan in het infrarood. Je ziet nog wat sporen van de
wolk, maar eigenlijk alleen omdat je weet dat hij er is. Het infrarode licht van de achtergrondsterren
kan door het langere golflengte bijna probleemloos door de moleculaire wolk heen schijnen. Analyse
van deze waarnemingen heeft laten zien dat er in Barnard 68 verschillende hete kernen te vinden zijn en
men denkt dan ook dat deze wolk op het punt staat om sterren te gaan vormen (waargenomen met de
Very Large Telescope en de New Technology Telescope, beide ESO).
blauwe kleur.
Zoals gezegd beperkt deze verdeling zich niet tot het golflengtegebied waarvoor
onze ogen gevoelig zijn. Bij hoge frequenties (en dus korte golflengten) vinden we
bijvoorbeeld de hoog energetische röntgen- en ultraviolet straling. Aan de rode kant
vinden we bij langere golflengtes infrarood-straling, ook wel warmtestraling genoemd,
en radiogolven.
Het omringende stof absorbeert de optische straling die van jonge, hete sterren
komt. Als je de jongste en dus meest door het stof verduisterde sterpopulaties wilt
bestuderen, zijn waarnemingen bij optische golflengten minder geschikt.
Straling van langere golflengte – in het infrarood of langer – is beter in staat om door
de wolk van gas en stof heen te schijnen. Zo ligt het meest actieve stervormingsgebied
in de Antennae (Figuur 7.3) diep verborgen in de stofband tussen de twee kernen. In de
optische plaatjes is bijna niets van deze jonge sterren te zien, behalve een klein, zwak
bronnetje. Dat in dit kleine gebied heftige stervorming plaatsvindt, bijna net zoveel als
in de hele Melkweg samen, werd dan ook pas ontdekt met behulp van waarnemingen
in het infrarood. Infrarood-waarnemingen zijn dus cruciaal in de studie van jonge
stervormingsgebieden.
Samenvatting: Extreme Stervorming in Starburststelsels
155
Dit proefschrift
In dit proefschrift is een gedetailleerde studie gepresenteerd van verschillende stervormingsgebieden in de Antennae en de kern van M83. Ik heb de jonge sterrenhopen
bestudeerd in het mid-infrarood, bij een golflengte die 20 keer zo lang is als dat van
blauw licht.
Het stof
Interstellair stof bestaat in vele soorten en maten. Het bestaat meestal voornamelijk
uit koolstof, wat bijvoorbeeld het belangrijkste bestanddeel is van houtskool, of silicium, op aarde onder andere terug te vinden in zand. In het mid-infrarood kun je een
specifiek type stof waarnemen. Dit stof bestaat uit polycyclische aromatische koolwaterstoffen (PAK, PAH in het engels); relatief grote moleculen, opgebouwd uit koolstofen waterstofatomen. Het mag dan een complexe naam hebben, maar dit stof is lang
niet zo exotisch als het klinkt. Het komt bijvoorbeeld voor in uitlaatgassen van auto’s.
Al sinds waarnemingen met de eerste mid-infrarood detectoren was bekend dat
PAK-moleculen veel voorkomen in stervormingsgebieden. Over de exacte vorm, toestand en het gedrag van de deeltjes moeten we echter nog veel leren. Vlakbij de jonge,
hete sterren worden de PAK-moleculen door de intense straling verwoest. Als ze zich
ver weg van de cluster bevinden, schijnen de sterren echter te zwak en kunnen we de
PAK’s niet meer detecteren.
Deze delicate balans is nog lang niet tot in alle details begrepen. We laten zien
dat de straling van door sterrenlicht ‘aangeslagen’ PAK-moleculen, twee componenten
heeft. Eén component kunnen we inderdaad in de directe omgeving van de jonge
sterren waarnemen. De andere is zwakker en uitgebreid over een groter gebied. Deze
component heeft niet direct iets met de meest recente stervorming te maken, maar
houdt verband met wat oudere sterren. Dit resultaat is van belang voor de interpretatie
van alle waarnemingen van stervormingsgebieden in het mid-infrarood.
Het gas
De mid-infrarood-waarnemingen vertellen ons verder dat het gas rond de jonge sterrenhopen zoals verwacht een hoge dichtheid heeft. Deze hoge dichtheid is op zich niet
zo bijzonder, maar de schaal waarop dat het geval is wel. In locale stervormingsgebieden, zoals de Orionnevel in onze Melkweg, heeft het overgrote deel van het gas een
lage dichtheid met daarin hier en daar een klein wolkje gas van veel grotere dichtheid.
Deze ultracompacte gebieden hebben een dichtheid zo’n 100 tot 1000 keer hoger dan
het diffuse gas.
In de Antennae lijkt het juist andersom. Het meeste gas is hier zeer dicht, vergelijkbaar met dat in ultracompacte gebieden, maar dan in een 10.000 keer zo groot gebied.
Onze data vertonen verrassend genoeg geen spoor van zeer diffuus gas met een lage
dichtheid. Dit geeft een mogelijke verklaring voor het feit dat stervorming in geboortegolfstelsels efficiënter gebeurt dan in ’normale’ sterrenstelsels.
156
De sterrenhopen
De jonge sterrenhopen, gevormd in de starburst in de Antennae, zijn allemaal jonger
dan 5 miljoen jaar. Dit klinkt misschien onvoorstelbaar oud, maar als je het bestaan van
een ster cluster vergelijkt met het leven van een mens, hebben we hier te maken met een
baby van een paar maanden oud. De clusters van sterren zijn verder ontzettend zwaar,
met massa’s van 100.000 tot wel 2 miljoen keer de massa van de Zon. Dit is ongeveer
net zo zwaar als de mysterieuze bolhopen in onze Melkweg, waarvan niemand precies
kan vertellen hoe ze ooit zijn ontstaan. De jonge sterrenhopen in geboortegolfstelsels
zijn goede kandidaten voor bolhopen in wording, al kunnen we hierover nog steeds
niets met zekerheid zeggen.