Radio-astronomie
1. De eerste radio-astronomen
De wetenschap van de radio-astronomie is eigenlijk begonnen met de experimenten van Karl Jansky in 1931. Jansky was een radiotechnikus die bij de Bell Telephone Laboratories in New Jersey onderzoek deed naar allerlei vormen van static op de korte golf. Bell Telephone was geinteresseerd in de sterkte en de richting van de static van onweersbuien. Als men namelijk een voorkeursrichting zou kunnen vinden, dan zou men deze storing kleiner kunnen maken door het antennediagram te wijzigen. Dit was van belang voor de interkontinentale radioverbindingen.
Om dit uit te zoeken had Jansky een antenne met een scherpe richtingsgevoeligheid gebouwd. Het geheel was ongeveer 30 meter breed en reed op een cirkelvormige rails rond. Eens in de twintig minuten werd een 'sweep' van de hele horizon gemaakt. De ontvanger werkte op 20 MHz en de ontvangen ruis werd met een penschrijver op papier gezet.
In 1932 rapporteerde hij zijn eerste resultaten. Er waren volgens hem drie soorten ruis: static van plaatselijke onweersbuien, static van verre onweersbuien, die voornamelijk in zuidelijke richting te vinden waren en een gestage ruis van 'onbekende oorsprong'. Op de papier-registratie werd een bron gevonden die van oost naar west bewoog! Iedere dag kwam de bron terug en de sterkte ervan hing niet af van het weer of andere aardse omstandigheden. In een volgende publikatie in 1933 konkludeerde Jansky dat de bron buiten de aarde moest liggen en aangezien de bron niet samenviel met de zon, moest het wel uit de ruimte komen. Hij bepaalde de positie ten opzichte van de sterren en deze was vast: het lag in de richting van het centrum van onze melkweg.
Karl Jansky zag al vrij snel het praktische nut van de kosmische ruis in. Hij was van mening dat kosmische ruis wel eens heel belangrijk kon zijn voor de astronomie. De astronomen werkten toen nog vrijwel uitsluitend met optische telexkopen. Hij stelde voor een grote parabolische antenne te bouwen en daarmee metingen te doen in het VHF gebied, maar hij kon geen steun voor zijn ideeën vinden.
In 1937 pikte een andere 'amateur' de draad weer op. Grote Reber, een radiotechnikus uit Illinois, werd door de publikaties van Jansky nieuwsgierig naar de bron van al die kosmische ruis. Hij was zeer enthousiast, want in zijn achtertuin bouwde hij uit eigen middelen de eerste echte radioteleskoop in de vorm van een wendbare parabool van maar liefst 10 meter in doorsnede. Hij vermoedde dat de ruis van warme sterren of wolken gas afkomstig zou moeten zijn en ging daarom eerst luisteren in het SHF gebied. Hij bouwde een ontvanger voor 9 cm, voor die tijd een immense prestatie. Hij hoorde helaas niets. Het geheel werd op 30 cm nog eens geprobeerd, maar ook dit keer gebeurde er niets. Tenslotte probeerde hij het op VHF. En hier, op 160 MHz, vond hij een aantal bronnen die verspreid door het hemelruim lagen.
In 1944 publiceerde hij de eerste radiokaart van de hemel. Zijn kaarten werden in tien jaar niet overtroffen. Op zijn kaarten was de sterkste bron te vinden in de konstellatie Sagittarius, dezelfde richting als het melkwegcentrum. Kleinere, minder sterke bronnen vond hij in de richting van Cygnus, Cassiopeia en Puppis. Ook rapporteerde Reber ruis van de zon als eerste. Deze zonneruis had overigens in Engeland en Duitsland een paar keer de radarinstallaties sterk gestoord; de Engelsen dachten dat de Duitsers een geheime stoorzender hadden en de Duitsers dachten hetzelfde van de Engelsen.
De resultaten van Rebers werk werden door de wetenschappers niet erg serieus genomen. Toch kon hij zijn artikelen in een vooraanstaand astronomisch tijdschrift publiceren. Een van deze artikelen kwam na veel omzwervingen in 1944 in Nederland aan. De bezetting door Duitsland had het gewone astronomische werk in Leiden onmogelijk gemaakt, maar professor Jan Oort van het observatorium van Leiden kreeg het artikel van Reber toch in handen. Hij zag grote mogelijkheden voor de radio-waarnemingen en kwam tot de konklusie dat de ruis die Reber ontving een soort brede-band ruis moest zijn. Een aanzienlijke verbetering zou mogelijk zijn als er radioruis zou zijn die smalbandig van aard is. Een andere Leidse astronoom, dr. Hendrick van de Hulst, had al uitgerekend dat neutraal waterstofgas een natuurlijke straling zou hebben van 21 cm golflengte.
De dichtheid van het gas in de ruimte was toen niet bekend, zodat men niet wist of die straling wel te detekteren was. Toch stelde Van de Hulst in 1945 voor, om naar de magische 21 cm waterstoflijn te gaan zoeken. Het duurde tot 1951 voordat een Amerikaanse groep wetenschappers de radioruis vonden, enige weken later gevolgd door de Leidse groep en een groep in Australië.
Het einde van de oorlog betekende ook het einde van de afwachtende houding van de astronomen. Zij waren wakker geschud door de amateurs!
Overal ter wereld verschenen radioteleskopen en er wordt ook nu nog een soort konkurrentieslag geleverd tussen landen wie de beste en grootste teleskopen kan bouwen. Vele fabelachtige sterren en melkwegen zijn ontdekt en lang niet alle raadsels zijn verklaarbaar met een redelijke theorie, terwijl de stortvloed aan nieuwe gegevens nog steeds doorgaat. De laatste tien jaar zijn daarbij nog de gegevens gekcmen die de satellieten ons toezenden.
2. Het radiovenster
Tot voor kort geleden werd de astronomie gedomineerd door de teleskopen die voor zichtbaar licht gebouwd zijn. Er is natuurlijk veel meer dan dit heel smalle gebiedje in het spektrum van de elektromagnetische golven. Het grootste deel wordt echter effektief afgeschermd door de atmosfeer van de aarde, zodat we ballonnen of satellieten moeten gebruiken als we meer willen ontvangen. Gelukkig is de atmosfeer vrijwel doorzichtig voor radiogolven. We kunnen hier op aarde op ons gemak de ruis ontvangen uit de kosmos, zonder daarvoor eerst boven de atmosfeer te hoeven klimmen.
Figuur 2.1 toont het frequentiegebied dat we op aarde kunnen 'zien'. Op een aantal openingen in het infrarood na, is de atmosfeer volkomen ondoorzichtig buiten de vensters in het radio- en zichtbare gebied.
Fig. 2.1. De doorzichtigheid van de atmosfeer
2.1. Passieve en aktieve astronomie
Het ontvangen van licht van sterren en planeten en het ontvangen van radiogolven uit de kosmos is te zien als een passieve manier van informatie vergaren. We zien de objekten door hun natuurlijke straling. Deze uitzending van straling kunnen we hier bestuderen.
Het kan ook aktief: we kunnen een radiosignaal of laserpuls wegsturen en de echo daarvan proberen te ontvangen. We kunnen met radar bijvoorbeeld de maan onderzoeken. Uit de echo's kunnen we afleiden wat de afstand is tussen ons en de maan (het duurt bijna 2,5 sekonden voordat de echo terug is) en door de dopplerverschuiving te meten van de echo kunnen we onder andere de snelheid van de maan berekenen. Een ander voorbeeld van aktieve radioastronomie is de meteor-scatter: op elk tijdstip van de dag is het mogelijk om de hoeveelheid meteoren, hun snelheden en richting van oorsprong te meten door de radio-echo's te bestuderen.
Een belangrijk sukses van de radar-astronomie is geboekt bij de planeet Venus, die door een dik wolkenpak is bedekt. Deze wolken onttrekken het oppervlak van de planeet aan ons oog, zodat we minder wisten van Venus dan van een verre ster. Een van de dingen die niet bekend was is de snelheid waarmee de planeet om zijn eigen as draait. Met radar is inmiddels vastgesteld dat de planeet Venus eens in de 243 dagen om zijn as draait. Daarbij draait hij niet in dezelfde richting als alle andere planeten van ons zonnestelsel dat doen, maar draait hij de andere kant op. Op Venus zouden we dus de zon in het westen zien opkomen en in het oosten zien ondergaan.
Fig. 2.2. Reflektie van een radarpuls op een planeet
Hoe heeft men dat gedaan? Laten we eens kijken naar figuur 2.2. Een radiogolf die van Aarde komt wordt op de planeet teruggekaatst. Als de planeet erg vlak is, dan wordt de echo alleen uit punt C ontvangen. De golven die in punt A of B aankomen worden door het scheve vlak weer de ruimte in gereflekteerd. Fen planeet is echter niet zo vlak, want er zijn meestal bergketens, kraters en rotspartijen te vinden. Al die onregelmatige vormen scatteren nu een klein beetje van de radiogolf terug naar de Aarde, ook als zij zich aan de rand van de planeetschijf bevinden. Deze echo's zijn natuurlijk veel zwakker dan de echo uit punt C. Ze zijn van de echo uit C te onderscheiden door hun langere looptijd: de rand van de planeetschijf is iets verder weg dan het midden. Met andere woorden: de uitsmering van de echo in de tijd, vertelt ons iets over de hoeveelheid bergen en kraters (de 'ruwheid' van het oppervlak).
Als de planeet daarbij om zijn eigen as draait, dan beweegt (zie figuur 2.2.) punt A naar ons toe en punt B van ons af. De echo van punt A zal door dopplerverschuiving hoger zijn in frequentie en die van B zal lager zijn. De echo van een smalbandage uitzending wordt dan in de frequentie uitgesmeerd, wat in figuur 2.3 is getekend. Hoe sneller de draaiing, des te groter is de uitsmering van de echo.
Fig. 2.3. De verbreding van het frequentiespektrum van de echo door rotatie
3. Radioruis uit de melkweg
De signalen die door de Melkweg worden uitgezonden, zijn meestal in een drietal soorten onder te brengen. Deze schifting is mogelijk, omdat de ruis er niet voor alle soorten bronnen hetzelfde uitziet. Sommige radiosignalen zijn b.v. gepolariseerd, andere signalen veranderen in sterkte op een karakteristieke manier. Vaak is de sterkte van de bron erg afhankelijk van de frequentie waarop men luistert. Deze frequentie-afhankelijkheid kunnen we in een grafiek zetten en zo'n grafiek wordt een 'frequentiespektrum' genoemd.
Fig. 3.1. Frequentiespektra van diverse bronnen
Er zijn in het heelal drie soorten bronnen van radioruis. Deze zijn te onderscheiden niet hun spektrum en eventuele polarisatie. Men heeft deze soorten ruis ingedeeld in de drie klassen: thermische ruis, synchrotron-ruis en lijnemissies. In figuur 3.1 zijn deze bronnen aangegeven; de verschillen in frequentiespektrum zijn goed te zien. Er is ook nog een spektrum bij gezet van een zuivere thermische bron: dat wil zeggen een massief lichaam, dat radiostraling en infrarood uitzendt. (Ieder voorwerp dat een temperatuur heeft die boven het absolute nulpunt van -273 graden celcius ligt, straalt energie uit. Bij warme voorwerpen zien we een rode gloed en voelen we de warmte en bij koelere voorwerpen is de straling beperkt tot het radiogebied. Hoe hoger de temperatuur, hoe feller de straling is en hoe hoger de maximale frequentie wordt. De zon b.v. heeft een oppervlaktetemperatuur van 6000 graden en straalt het sterkst in het gebied van het zichtbare licht. Het spektrum van een wolk heet, geibniseerd gas heeft een spektrum dat lijkt op die van een echte thermische bron. Heel karakteristiek is echter de knik die in het spektrum zit.
In de grafiek is ook de zogenaamde spektrale index n erbij gezet. Deze waarde heeft te maken met de mate waarin de intensiteit van de ruis afhangt van de frequentie. Dit is door de volgende formule beschreven:
I ≡ f-n
(I is de intensiteit of sterkte van de bron en f is de frequentie.)
3.1. Thermische ruis
De oorsprong van de thermische ruis ligt voornamelijk in wolken heet waterstofgas en niet bij de hete sterren. Deze wolken zijn vrij dicht en ondoorzichtig en worden in sommige gevallen door nieuwe, hete sterren die in de wolk staan verhit.
In het geval van b.v. de Orion nevel en de Rozet nevel waren de wolken dicht genoeg om kondensatie van ijl gas tot massieve sterren mogelijk te maken. Deze nieuwe sterren verhitten en ioniseren de gaswolk met hun zonnewind en hun sterke ultraviolette straling. De atomen worden van hun elektronen gescheiden en ieder gaat dan zijns weegs.
Door de intense straling bewegen de atomen en elektronen zich met hoge snelheden door de wolk. Wanneer een elektron lang een atoom scheert, dan voelt het elektron de positieve lading van de atoomkern. Daar de kern veel zwaarder is dan het elektron, wordt de laatste door de elektrische kracht van richting veranderd. Tijdens het maken van zo'n bocht wordt een klein beetje energie in de vorm van radiogolven verloren.
De nevels waar deze straling wordt opgewekt liggen voornamelijk in het vlak van de Melkweg. Onze Melkweg is namelijk een platte schijf.
3.2. Synchrotronstraling
In de jaren vijftig deden natuurkundigen experimenten met deeltjes-versnellers, waarin zij elektronen of atoomkernen opjaagden tot zeer hoge snelheden. I)e toenmalige machines waren onder andere zogenaamde synchrotrons. In dit apparaat worden elektronen door magneetvelden in cirkelvormige banen gedwongen en zij worden opgejaagd tot bijna de lichtsnelheid. Hierbij gingen de elektronen een blauw licht uitzenden dat men synchrotronstraling noemde.
Deze elektromagnetische straling komt vrij omdat de elektronen versneld worden: een centripetale versnelling houdt hen in een cirkelbaan vast. Deze bron van straling komt men ook in de ruimte tegen. Daar zijn zwakke magneetvelden aanwezig die vele lichtjaren groot zijn. Een snel elektron zal in zo'n veld in spiralen rond gaan lopen. waarbij de straal van de cirkel miljarden kilometers kan zijn. Veelal is die straling alleen in het radiogebied waarneembaar, maar soms zijn de velden sterk genoeg en zijn de elektronen snel genoeg om zelfs licht en röntgenstraling uit te zenden.
Een belangrijke eigenschap van synchrotronstraling is dat het lineair gepolariseerd is. Het meeste merkt men ervan op korte golflengten, vooral in het cm gebied en in infrarood en zichtbaar licht. Door na te gaan of de radiostraling lineair gepolariseerd is en door het frequentie spektrum te bepalen, kan men nagaan wat de bronnen van deze ruis zijn.
Het synchrotronmechanisme blijkt een veel voorkomende stralingsbron te zijn. Deze straling is o.a. op de zon gevonden en in mindere mate ook bij de planeet Jupiter. Hier spiraliseren deeltjes heen en weer tussen twee polen van de sterke magneet die Jupiter bezit. lets dergelijks zien we bij het aardmagneetveld, maar ons veld is te zwak om enige elektronen tot synchrotronruis aan te zetten.
Ook ons melkwegstelsel heeft een netto magnetisch veld, want het gemiddelde spektrum van de ruis uit de Melkweg duidt op een aanzienlijke bijdrage door synchrotronstraling. In het vlak van de Melkweg overheerst de thermische ruis van de warme gaswolken in de spiraalarmen, terwijl boven dit vlak de synchrotronruis overheerst.
Een soort aparte bron vormen de zogenaamde 'supernova restanten'. Dit zijn vaak heldere en scherp begrensde bolvormige radiobronnen. Een supernova restant is een uitdijende gaswolk, die het overblijfsel is van een ontplofte ster. Die ster ontplofte omdat zijn brandstofvoorraad opgeraakt was: daardoor kon het niet meer de zwaartekracht tegengaan met stralingsdruk. De kern van de ster zakt dan onder zijn eigen gewicht ineen tot een kleine bol, terwijl de buitenlagen van de ster zichzelf opblazen en van de sterkern afvliegen. Bij een lichte ster blijft een witte dwergster over, maar zwaardere sterren kunnen ineenzakken tot een neutronenster of zelfs misschien tot een zwart gat. De ontdekking van de supernova restanten, vooral de wolk gas en de exotische kern, is een van de suksessen van de radio-astronomie. Een aantal belangrijke radiobronnen, die restanten zijn van ontplofte sterren, staan in tabel 3.1.
| objekt | vermogensdichtheid (Wm-2/Hz) | freq. (MHz) | afstand (lichtj.) | leeftijd (jaar) | spektrale index n |
|---|---|---|---|---|---|
| Cassiopeia A | 11.000 | 178 | 10.500 | 281 | 0,77 |
| Krabnevel | 1.000 | 1.000 | 3.600 | 930 | 0,27 |
| Netwerknevel | 300 | 100 | 2.500 | 50.000 | 0,4 tot 0,5 |
| IC 443 | 210 | 178 | 6.500 | ? | 0,28 |
De tabel geeft ook de sterkte van de bron zoals we hem ontvangen op Aarde. Cassiopeia A is de sterkste bron die aan de radiohemel staat, ondanks de grote afstand. Uit de spektrale index blijkt voorts dat de ruis door een synchrotronmechanisme is opgewekt: synchrotronruis wordt zwakker bij toenemende frequentie, zodat n groter dan nul is.
De Krabnevel zal hier apart als voorbeeld worden uitgewerkt, omdat hij niet zo ver weg ligt en omdat deze supernova in het jaar 1054 door Chinese en Japanse astronomen is gezien. Europa zat nog midden in de middeleeuwen in die tijd en er is geen geschreven bewijs te vinden dat de supernova in Europa is opgemerkt als iets bijzonders. Niettemin was de exploderende ster heel helder: hij gaf zoveel licht dat hij overdag nog goed te zien was.
De Krabnevel, ook wel Taurus A, is nu een wolk heet waterstofgas en vele vrije elektronen bewegen door die wolk met snelheden die niet ver van de snelheid van het licht afliggen. De explosie heeft de elektronen kennelijk enorm opgejaagd. De ruimte rond de nevel en binnen de nevel heeft echter nog een magnetisch veld, zodat de elektronen in schroefvormige banen gedwongen worden. Daarbij wordt synchrotronstraling uitgezonden, die zichtbaar is als een sterk gepolariseerd licht. Daar de elektronen energie verliezen in de vorm van straling, neemt de sterkte van de ruis af. Ieder jaar wordt de radiobron zo'n 1,5% zwakker.
Binnen de Krabnevel staat nog het overblijfsel van de ontplofte ster. Dit sterretje is heel klein maar ultra-massief. Men heeft namelijk een pulserende ster gevonden in de Krabnevel: deze ster flitste licht, radiostraling en röntgenstraling aan en uit in een tempo van 30 pulsen per sekonde! Astronomen hebben er zich het hoofd over gebroken, toen de radioteleskopen deze ratels voor het eerst oppikten. Wat voor soort ster of planeet kan zo snel ruisbursts uitzenden en dat met een enorme energie? Men ging aan het rekenen en begon bij een snel roterende witte dwergster. Helaas, een ster die zo snel draait zou onmiddellijk uit elkaar vliegen door de centrifugaalkracht. Toen kwam de gedachte op een roterende neutronenster, iets dat tot dan toe slechts een hersenschim van theoretici was. Een neutronenster zou een ster zijn, die in elkaar geploft was onder zijn eigen zwaartekracht. Dit gebeurt gewoonlijk al bij een supernova: de kern stort in en de buitenlagen worden weggeblazen. Een neutronen-ster zou dan de ingestorte kern zijn, waarbij de zwaartekracht zo immens is dat de atoomkernen versmelten met de elektronen tot neutronen. Dit is te zien als een soort noodgreep van de natuur, die voor sommige sterren waarschijnlijk nog niet genoeg is. Heel zware sterren zouden tot een 'zwart gat' instorten als zij door deze noodrem heenschieten. De hele ster schrompelt ineen tot een bolletje van een paar centimeter doorsnede. Maar nu weer even terug naar de pulserende sterren.
Een kern van een atoom is opgebouwd uit protonen, die een positieve lading hebben en neutronen die geen lading hebben. Toch heeft een neutron een klein magneetveldje, omdat het om zijn eigen as draait. Men noemt deze beweging ook wel 'spin'. In eel neutronenster zijn alle protonen en elektro nen al tot neutronen samengesmolten en als al de magneetveldjes van die neutronen zich in een richting gaan oriënteren, dan ontstaat er een reusachtig magneetveld. In het geval van de 'pulsar' (afkomstig van 'pulsating star') in de Krabnevel, vallen de magnetische polen niet samen met de echte polen en draait de ster dus zijn veld 30 maa per sekonde in het rond. Nu kunnen overgebleven elektronen met hulp van het magneetveld aan de ster ontsnappen en dit gebeurt aan de magnetische polen. Daarbij wordt veel straling uitgezonden, zodat we dus 30 maal per sekonde een flits licht en radiogolven ontvangen.
3.3. De lijnemissies
Behalve hete gaswolken bestaan er ook uitgestrekte koude gaswolken. Deze bestaan eveneens uit waterstofgas, maar dit gas is neutraal. Men kan de waterstofatomen dan voorstellen als een kern waaromheen een elektron draait. Dit elektron draait bovendien om zijn eigen as, waarbij er een klein magneetveldje wordt opgewekt. De kern draait eveneens om zijn eigen as en wekt ook een magneetveldje op. Nu is het zo, dat de draaiing om de eigen as, de 'spin' van kern en elektron ieder maar twee richtingen kent. Het draait linksom of het draait rechtsom. Er zijn twee mogelijke toestanden: de kern en het elektron draaien alletwee in dezelfde richting, of ze draaien tegen elkaar in. In figuur 3.2 is dit schematisch voorgesteld.
Fig. 3.2. Spinspin koppeling bij neutraal waterstof
De twee magneetveldjes (een van de kern en een van het elektron) zullen in deze verschillende standen twee verschillende energieën voor het elektron opleveren. De veldjes kunnen tegen elkaar inwerken of parallel staan. Door nu van de ene situatie naar de andere over te gaan, dus door de elektronspin om te keren, kan het elektron in een iets lagere energietoestand geraken. Hierbij wordt een FOTON (de drager van de elektromagnetische kracht) uitgezonden. De energie van dit foton is gelijk aan de gewonnen energie van het elektron. Aan dit foton wordt een golflengte toegekend (i1E=hX, met DE de energie, h de konstante van Planck en X de golflengte), die voor de spinomkering op 21 cm valt (om precies te zijn 1420,403 MHz). Dit proces wordt emissie genoemd, omdat er straling wordt uitgezonden. Figuur 3.3 geeft dit schematisch weer.
Fig. 3.3. Verschillende energieniveaus door spin-spin koppeling
Omgekeerd kan een elektron als het in de lage energietoestand is, een energiepakketje in de vorm van een foton (met golflengte 21 cm) opnemen. De spin wordt omgekeerd en het elektron verhuist naar een hogere energie t.o.v. de kern. Dit wordt 'absorbtie' genoemd.
In elk geval is koud waterstofgas in staat om radiogolven te maken. Er wordt een frequentie uitgezonden. Hiervan kunnen we heel veel profijt hebben, want we kunnen de Dopplerverschuiving van die "Spektraallijn" meten. Zo is de snelheid van de bron weer te bepalen. Is de wolk intern in beweging, dan zal de lijn zich verbreden. Niet alle delen van de wolk bewegen even snel, zodat de Dopplerverschuivingen de lijn uitsmeren.
In figuur 3.4 staan de bovengenoemde effekten naast elkaar. Een waarneming van de wolken koud waterstofgas zal in het algemeen een ingewikkeld beeld opleveren. Men ziet meerdere wolken op diverse afstanden, die allemaal van snelheid verschillen. Sommige bewegen van ons af, andere komen naar ons toe.
Fig. 3.4. Het ontvangen signaal uit de Melkweg bestaat uit een samenstelling van meerdere wolken
Een interessante paradox
Een interessante paradox kwam uit deze waarnemingen naar voren. Men neemt namelijk aan dat ons melkwegstelsel een spiraalvormig stelsel is. Dat wil zeggen, er is een kern, waaromheen een uitgestrekte schijf ligt. Deze schijf bestaat weer uit aparte spiraalarmen, waarvan er maar enkele zijn. Als men de draaisnelheid van de schijf bepaalt (Dopplerverschuiving) dan blijkt dat de buitenwijken heel langzaam om de kern draaien, terwijl de kern en het binnenste deel van de schijf juist vrij snel draaien. Onze zon b.v. draait in 230 miljoen jaar rond de kern van de Melkweg. De Melkweg nu is oud genoeg om de spiraalarmen zo vaak op te winden, dat zij geheel vervaagd zouden moeten zijn. Toch hebben we een stuk of vier spiraalarmen.
De oplossing van deze paradox heeft te maken met een soort 'massagolf'. De sterren draaien ieder voor zich om de kern van het melkwegstelsel, maar daarbij treden lokale verdichtingen op in de vorm van gaswolken en groepen sterren. Dit is wellicht te vergelijken met een golf op het water. liet water kan stromen, maar de golf rolt met een geheel eigen tempo en richting voort.
In de Melkweg zien we dus verdichtingen, die we nu zien als spiraalarmen. liet kan zijn dat onze zon op een moment aan de ene zijde van de spiraalarm zit en enkele honderden miljoenen jaren later zich aan de andere kant van de lokale spiraalarm bevindt.
Figuur 3.5 laat een kaart zien van de opeenhoping van neutraal waterstofgas. Deze vallen samen met de spiraalarmen, zodat we een ruw plaatje hebben van onze Melkweg. Wat er achter het centrum (ene ivoor) ligt, kunnen we niet zien omdat het Melkweg-centrum teveel storing veroorzaakt. Het is in elk geval meer dan we kunnen zien met een gewone teleskoop. Dit komt omdat een aantal donkere nevels voor de 21 cm straling doorzichtig zijn, zodat onze 'radioogen' in dat opzicht meer kunnen zien.
Fig. 3.5. Plattegrond van de Melkweg, gebaseerd op 21 cm waarnemingen
4. Ver verwijderde radiobronnen
Een aanzienlijk aantal 'radiosterren' blijken buiten ons Melkwegstelsel te staan. Sommige zijn niet zover, zoals de Andromedanevel (een melkweg, 2 miljoen lichtjaren van ons vandaan), maar andere bronnen zijn heel ver. Er zijn bronnen gevonden, die op een afstand van 1200 miljoen lichtjaar staan.
4.1. De uitdijing van het heelal
Als men met een krachtige teleskoop naar verre melkwegstelsels gaat kijken, valt daarbij iets merkwaardigs op. We zijn aan alle kanten omringd door even veel melkwegstelsels. Zouden we ons in het midden van het heelal bevinden? Dat zou wel erg toevallig zijn, dus is het veiliger om aan te nemen dat het heelal zo immens is, dat het bijna niets uitmaakt waar we precies in het heelal zijn. We kunnen dan ook aannemen, dat de verre melkwegstelsels er net zo uitzien als die bij ons in de buurt. We kunnen dan de lichtsterkte meten en vergelijken met nabije stelsels zodat we een maatstok kunnen maken. (De lichtsterkte neemt af met het kwadraat van de afstand.)
Een heel belangrijk astronomisch instrument is de spektroscoop. Hiermee bepaalt een astronoom het lichtspektrum van de objekten die hem interesseren. Een vreemd verschijnsel doet zich voor als we het spektrum van verre melkwegstelsels bepalen: ze vertonen, zonder uitzondering, een Doppler-verschuiving naar de lagere frequenties. Men noemt dit ook wel 'roodverschuiving'. Omdat alle stelsels om ons heen, in alle richtingen, dit hebben, moeten we konkluderen dat het heelal als geheel uitdijt. Als men nu de uitdijingssnelheid weet, dan kan men door de roodverschuiving te meten de afstanden in het heelal bepalen, Dit wordt ook gedaan voor de heel verre, maar zeer opvallende objekten, de QUASARS. Sommige quasars zijn zo ver dat zij met 80% van de lichtsnelheid ten opzichte van ons bewegen.
4.2. De radiomelkwegen en quasars
| objekt | log. van radiovermogen (W) | afstand (106 lichtj.) | opmerkingen |
|---|---|---|---|
| M 82 | 33 | 10 | onregelmatig ontploffend melkwegstelsel |
| M 77 | 33 | 36 | Seyfert-melkweg |
| Perseus A | 35 | 180 | Seyfert-melkweg |
| Virgo A | 35 | 35 | Elliptisch melkwegstelsel met blauwe 'jet' |
| Centaurus A | 35 | 15 | Dubbele bron |
| Fornax A | 35 | 55 | |
| Hydra A | 36 | 550 | |
| Hercules A | 37 | 1.500 | |
| 3 C 273 | 37 | 1.500 | Quasar |
| 3 C 47 | 37 | 3.500 | Quasar |
| Cygnus A | 38 | 600 | Dubbele bron |
| 3 C 48 | 38 | 3.000 | Quasar |
| 3 C 147 | 38 | 4.500 | Quasar |
Gaan we nu even terug van de kosmos als geheel naar de energie die een melkweg uitstraalt. Licht en radiostraling worden door vele stelsels uitgezonden, maar sommige melkwegen schijnen extra veel radiostraling uit te zenden. Tabel 4.1 laat een aantal objekten zien. Hierin valt het radiovermogen op, omdat het niet bekend is wat al die energie kan leveren. Vooral de quasars zijn rare dingen. Een radiovermogen van 1038 watt en een lichtvermogen van 1039 watt vergt een massa-energieomzetting, waarbij miljarden malen de massa van een ster voor 100% in energie moet worden gestoken. En niet zomaar die ene procent, die bij kernfusie wordt omgezet. De hamvraag is dus: waar komt die energie vandaan?
Om deze vraag toe te lichten, zullen een paar bijzondere melkwegen behandeld worden.
M82
Dit stelsel staat ongeveer 10 miljoen lichtjaren ver weg. Doordat het niet zo ver is, kunnen we nog enig detail zien in een gewone telexkoop. Op een radio-teleskoop komt de bron zwak door. Het vermogen is daar ca 1033 watt. In het optisch gebied zien we een raar stelsel. Het ziet eruit als een plens water, die alle kanten opgaat. De gassen van dit stelsel blijken tamelijk in beroering te zijn. Het lijkt erop, alsof er in de kern een gigantische explosie is geweest, die de buitenwijken van dit melkwegstelsel meesleurt. Spektra van de gassen duiden op hoge snelheden (1000 km per sekonde) en hoge temperaturen.
Perseus A
Op 180 miljoen lichtjaren kunnen we deze bron onder de 'echte' radiomelkwegen indelen. In de kern schijnt een enorme explosie plaats te vinden, die de buitenste delen nog niet bereikt heeft. De radiobron is nameiijk nog veel kleiner dan het hele melkwegstelsel. Vermogen: 1035 watt.
Virgo A
Dit is een spektakulair geval. Op 35 miljoen lichtjaren ligt dit bolvormige reuzenstelsel. Uit de kern schiet een immense 'jet' van relativistische deeltjes, waarbij veel synchrotronstraling vrijkomt. De jet is ongeveer 3000 lichtjaar lang.
Cygnus A
Na Cassiopeia A is dit de sterkste 'radioster' aan onze hemel, hoewel het sterrenstelsel op 600 miljoen lichtjaar afstand ligt. Het radiovermogen is immens: 1038 watt. Bij nadere beschouwing blijkt Cygnus A uit drie bronnen te bestaan. Een die samenvalt met de optische bron en twee wolken aan weerszijden van deze melkweg. Kennelijk heeft Cygnus een enorme explosie (of implosie wellicht?) meegemaakt, die de wolken gas uitstootte. De jets zijn nu niet zichtbaar zoals in Virgo A, zodat het aannemelijk is dat Virgo A zich nog in de beginfase van de ontploffing bevindt.
Centaurus A
Figuur 4.1 laat zien hoe de radiokaart van deze bron, die 15 miljoen lichtjaar van ons verwijderd is, eruit ziet. De twee gaswolken die uit de 'jets' zijn ontstaan, hebben zich al ver in de ruimte bewogen (zie schaal). Centaurus A heeft twee sterke bronnen in de zichtbare melkweg en twee zwakke bronnen die ver ernaast liggen en immens van omvang zijn. Deze bron lijkt op een geevalueerde oudere versie van Cygnus A.
Fig. 4.1. De dubbelbron Centaurus A
De dubbele bron in het centrum wordt waarschijnlijk veroorzaakt door een band van stof, die om het hele stelsel hangt. Dit dempt namelijk de radiogolven, zodat het lijkt alsof de radiomelkweg in tweeën gedeeld is. Ook de bronnen Formax A en Hercules A lijken veel hierop.
3C48
Het kan nog sterker. 3C48 is een voorbeeld van een 'quasar': een quasi stellair objekt. Toen men met gevoelige radioteleskopen heel diep in het heelal ging kijken naar radiomelkwegen, werden daarbij een aantal puntvormige heldere bronnen gevonden. Hun afmetingen waren zo klein, dat men aanvankelijk dacht te doen te hebben met een soort radioster, die zich in ons eigen melkwegstelsel zou bevinden. Met optische teleskopen vond men op de plaats van de radiobronnen een heel klein en scherp lichtpuntje: een echte ster.
Er kwam een klein probleempje bij: toen men het licht van deze sterren ging ontleden in spektraallijnen, werden er lijnen gevonden die helemaal niet pasten. Tenzij er een enorme roodverschuiving op zat: dan pasten de zichtbare lijnen wel op die van waterstof en calcium. Een grote roodverschuiving houdt echter een verre afstand in. Deze objekten konden dus onmogelijk lid zijn van ons melkwegstelsel. Een alternatieve theorie bood geen soelaas: hoewel zwaartekracht ook op licht inwerkt, was er aan die roodverschuiving geen mouw te passen door een enorme zwaartekracht te veronderstellen. Gegeven de afstand, dan zou het optisch vermogen 1039 watt bedragen (3 C 48 ligt op 900 miljoen lichtjaar afstand volgens de roodverschuiving).
4.3. De oorzaak van de explosie
Terug naar de centrale vraag: waarom ontploffen sommige melkwegstelsels en waar komt die fabelachtige hoeveelheid energie vandaan. Vooral de quasars zijn moeilijk te verklaren.
De bron van energie zou bijvoorbeeld een serie supernova's kunnen zijn. Stelt u zich voor, dat er zich in de kern vele grote sterren bevinden, die allemaal aan het einde van de brandstofvoorraad komen. Als de ene ontploft, kan zijn buurman hierdoor over de drempel worden geduwd. Hij explodeert ook. Een ketting van explosies zou kunnen ontstaan, ware het niet dat dit soort kettingreakties erg onwaarschijnlijk is. Bovendien levert het nog niet genoeg energie op, want er zijn voor bijvoorbeeld Cygnus A een miljard supernova's tegelijk nodig om evenveel energie uit te kunnen stralen. Materie-antimaterie botsing? In zo'n geval wordt de hele massa omgezet in energie. Maar waar zou die antimaterie vandaan moeten komen?
Ineenstorting van de kern van een melkwegstelsel lijkt de beste oplossing. Uit de zwaartekracht is namelijk de meeste energie te halen. Men zou b.v. een reusachtig zwart gat kunnen voorstellen, dat op een gegeven moment een deel van de kern van een melkweg opslokt. De straling die hierbij vrijkomt, zou de jets kunnen aandrijven en de enorme radioruis kunnen opwekken. Een aanwijzing voor deze oorzaak is de omvang van de quasars. Zij zijn klein, in verhouding tot een melkwegstelsel.
liet is gebleken dat de ruis van deze bronnen snel fluktueert. Van diverse quasars is vastgesteld, dat de intensiteit meer dan l0% kan veranderen in enkele jaren tijds. Nu is het zo dat geen enkele verstoring of straling sneller reist dan de lichtsnelheid, zodat de bron als geheel binnen een paar jaar overbrugd moet kunnen worden. Hieruit volgt, dat de bron vrij klein is: enige lichtjaren in doorsnede. Dit steekt nogal af tegen de doorsnede van een gemiddeld melkwegstelsel, dat in de orde van 100.000 lichtjaar is. Als alle materie binnen een straal van een paar duizend lichtjaar ineenploft tot een reusachtig zwart gat, kan men een enorme straling verwachten.
Een ander soort verre objekten zijn de "Blue stellar objects" (BSO). Zij staan niet zo ver als de quasars en hebben dezelfde kleine omvang en hoge helderheid. Zij missen echter de radioruis van de quasars. Wat zouden deze BSO's kunnen zijn? Misschien oude, wat tot rust gekomen quasars? Zij zijn in ieder geval minder zeldzaam dan quasars. Als BSO's uit quasars ontstaan, dan kunnen we misschien stellen dat zij langer leven dan de quasar. Dit is echter niet helemaal zo zeker: omdat de quasars heel ver weg staan, heeft het licht miljarden jaren erover gedaan om ons te bereiken. We kijken dan ook naar stelsels, zoals ze miljarden jaren geleden eruit zagen!
PE1CUX.