De freaks van de kosmos september 2009 Eos

Planeten, sterren en sterrenstelsels – daar is iedereen mee vertrouwd. Maar de kosmos herbergt ook bizarre objecten met extreme eigenschappen. Welkom bij de freakshow van neutronensterren, pulsars en zwarte gaten.

De molens van de kosmos malen langzaam. De trage veroudering van een ster, de geboorte van een planetenstelsel of de botsing van twee sterrenstelsels – het zijn stuk voor stuk processen die zich afspelen op een tijdschaal van honderdduizenden, miljoenen of zelfs honderden miljoenen jaren. Niet zo gek dus dat astronomen ruim een eeuw geleden nog het idee hadden dat het heelal een toonbeeld van bestendigheid was.

Maar af en toe wordt die ogenschijnlijke rust ruw verstoord door een plotselinge gebeurtenis, zoals de explosie van een ster, of de transformatie van het ene sterrenkundige object in het andere. Zo kwamen Canadese en Nederlandse radiosterrenkundigen onlangs de geboorte van een millisecondepulsar op het spoor. Anno 1999 was er op de plaats van de pulsar een zwak sterretje zichtbaar, dat kennelijk deel uitmaakte van een dubbelstersysteem. Een jaar later bleek de begeleider van de ster omgeven te worden door een rondwervelende schijf van heet gas, maar die was eind 2002 weer verdwenen. En in 2007 was er een snel rondtollende pulsar ontstaan, die 592 keer per seconde een puls van radiostraling op de aarde afvuurt.

Neutronensterren, pulsars, röntgendubbelsterren en stellaire zwarte gaten – vijftig jaar geleden had niemand er ooit van gehoord, of bestonden ze hooguit in de verbeelding van onverschrokken theoretici en sciencefictionschrijvers. Maar het onderzoek aan deze bizarre bewoners van het Melkwegstelsel, met onwaarschijnlijk kleine afmetingen en krankzinnig hoge dichtheden, is een complete industrie geworden. De hoge-energieastrofysica biedt wetenschappers de mogelijkheid om materie te onderzoeken in de meest extreme omstandigheden, en werpt bovendien een verrassend nieuw licht op de laatste evolutiestadia van zware sterren.

Theelepeltje
Sterren zoals de zon komen op een betrekkelijk rustige manier aan hun eind. Ze zwellen langzaam maar zeker op, stoten hun buitenste gaslagen de ruimte in, en wanneer de kernfusiereacties in hun inwendige tot stilstand komen, krijgt de zwaartekracht vrij spel en krimpt de overgebleven sterkern in tot een langzaam afkoelende witte dwerg. Witte dwergen bestaan uit ‘gedegeneerderde’ materie: losse positief geladen atoomkernen en negatief geladen elektronen die zeer dicht op elkaar zitten. Een witte dwerg kan even zwaar zijn als de zon, maar is toch niet veel groter dan de aarde. Eén theelepeltje wittedwergmaterie weegt maar liefst een paar ton!

Sterren die veel zwaarder zijn dan de zon eindigen hun leven echter niet als witte dwerg, maar als neutronenster. Na de terminale supernova-explosie is de resterende sterkern zó zwaar, dat zelfs de degeneratiedruk van opeengepakte atoomkernen en elektronen geen weerstand kan bieden tegen de allesverpletterende zwaartekracht. Het gevolg is dat de negatief geladen elektronen als het ware in de atoomkernen worden geperst. Ze ‘versmelten’ met de positief geladen protonen, met als resultaat dat de ster in feite verandert in één gigantische ‘atoomkern’, die uit stijf opeengepakte neutronen bestaat.

Neturonensterren zijn een paar keer zo zwaar als de zon, maar hun middellijn bedraagt hooguit vijfentwintig kilometer. Ze zijn volmaakt bolvormig, hebben een oppervlak dat harder is dan staal, en een oppervlaktezwaartekracht die honderd miljard maal zo groot is als die van de aarde. Eén theelepeltje neutronenstermaterie weegt evenveel als de Mount Everest.

Het bestaan van neutronensterren werd in 1933 geopperd door Walter Baade en Fritz Zwicky, slechts één jaar na de ontdekking van het neutron door James Chadwick. De vorming van een neutronenster paste goed in hun theorie van supernova-explosies. Veel hoop op het daadwerkelijk waarnemen van neutronensterren was er echter niet: hoewel ze vanwege hun hoge temperatuur zeer energierijke straling uitzenden (voornamelijk op röntgengolflengten), hebben ze maar zo’n klein stralend oppervlak dat ze vanaf grote afstanden nauwelijks te zien zijn. Tientallen jaren lang bleven neutronensterren dan ook theoretische curiosa, waarvan niemand met zekerheid wist of ze écht in de natuur voorkomen.

Little Green Men
Daar kwam in 1967 onverwacht verandering in. Met een nieuw type radiotelescoop in Cambridge ontdekte de Britse sterrenkundestudente Jocelyn Bell een merkwaardig object in het kleine sterrenbeeld Vosje dat elke 1,33 seconde een korte puls van radiostraling uitzendt. De ontdekking van deze extreem snelle en precieze kosmische knipperbol werd aanvankelijk enige tijd geheim gehouden, omdat Bells studiebegeleider Antony Hewish er rekening mee hield dat het hier misschien zou kunnen gaan om een kunstmatig radiosignaal van een buitenaardse beschaving. Het object kreeg de codenaam LGM-1, waarbij LGM stond voor little green men.

Vervolgonderzoek bracht echter al snel aan het licht dat de ‘pulsating star’ (pulsar) een snel roterende neutronenster moest zijn, met een sterk magnetisch veld. Langs de magnetische as (die niet samen hoeft te vallen met de draaiingsas) worden in twee tegenovergestelde richtingen elektrisch geladen deeltjes versneld, waarbij ook radiostraling wordt geproduceerd. Die stralingsbundels zwiepen tijdens de snelle rotatie van de neutronenster door het heelal als de lichtbundels van een vuurtoren. Wanneer de aarde zich in de baan van een van die bundels bevindt, zien we bij elke rotatie een kort pulsje van radiostraling.

De ontdekking van nieuwe pulsars liet niet lang op zich wachten. Inmiddels zijn er een kleine tweeduizend bekend, en er worden met de regelmaat van de klok nieuwe exemplaren gevonden. Dat valt nog niet mee, want van een onbekende pulsar is natuurlijk niet op voorhand bekend wat de rotatiesnelheid is. Bovendien worden de radiopulsjes ‘uitgesmeerd’ door de invloed van ijl gas in de ruimte tussen de sterren, en de mate van versmering is afhankelijk van de golflengte. Om pulsars te vinden moet je dus op een zeer groot aantal smalle golflengtebandjes de hemel afspeuren, en vervolgens met supercomputers alle mogelijke pulsfrequenties controleren. Nederlandse radioastronomen hebben voor dat doel enkele jaren geleden een speciale ‘pulsarmachine’ gebouwd, die jacht maakt op pulsars in de waarnemingen van de Westerbork-radiotelescoop in de provincie Drenthe.

Dat pulsars inderdaad de overblijfselen zijn van supernova-explosies blijkt uit het feit dat ze vaak gevonden worden in zogeheten supernovaresten – de uitdijende gasschillen die door de exploderende sterren de ruimte in geblazen worden. Een van de bekendste pulsars bevindt zich bijvoorbeeld in het centrum van de Krabnevel, het restant van een supernova-explosie die in het jaar 1054 werd waargenomen. De Krabpulsar heeft een hoge rotatiesnelheid van dertig omwentelingen per seconde. Algemeen wordt aangenomen dat neutronensterren met een hoge rotatiesnelheid worden geboren, en dat ze in de loop van de tijd langzaam maar zeker steeds trager om hun as wentelen, als gevolg van magnetische wrijving.

Priktol
Neutronensterren kunnen dus waarneembaar zijn wanneer ze bundels van radiostraling de ruimte in zenden die toevallig de juiste oriëntatie hebben ten opzichte van de aarde. Maar er is nog een manier waarop een neutronenster zijn bestaan kan verraden. Wanneer hij deel uitmaakt van een dubbelstersysteem, kan er gas van de begeleidende ster overstromen naar de neutronenster. Dat gebeurt zelf automatisch wanneer de begeleidende ster een evolutiefase doormaakt waarin hij sterk opzwelt – de buitenste gaslagen kunnen dan niet langer door de ster worden vastgehouden, en worden door het sterke zwaartekrachtsveld van de neutronenster ‘opgezogen’.

Het opgezogen gas hoopt zich op in een afgeplatte, snel roterende schijf rond de neutronenster – de zogeheten accretieschijf. Daar wordt het zeer sterk verhit, en begint het energierijke röntgenstraling uit te zenden. De dubbelster is daardoor vooral goed zichtbaar met röntgentelescopen, en in de loop van de afgelopen decennia zijn er honderden van zulke röntgendubbelsterren ontdekt. Vanuit de accretieschijf komt het hete gas uiteindelijk op het oppervlak van de neutronenster terecht. Dat gebeurt met zo veel energie dat de toch al snel roterende neutronenster er extra door wordt ópgezweept’, ongeveer zoals een ouderwetse priktol met behulp van een zweep kan worden versneld.

Op die manier ontstaan de extreem snel roterende millisecondepulsars, die vele honderden malen per seconde om hun as draaien – sneller dan een staafmixer. De radiostraling van zo’n millisecondepulsar wordt aanvankelijk geabsorbeerd door de accretieschijf, maar wanneer het accretieproces tot stilstand komt en de schijf verdwijnt, is de ‘staafmixerster’ met radiotelescopen op aarde zichtbaar. Precies op die manier waren sterrenkundigen enkele jaren geleden ‘live’ getuige van de geboorte van een millisecondepulsar.

Merkwaardig genoeg maken niet alle millisecondepulsars deel uit van een dubbelstersysteem. De eerste millisecondepulsar die werd ontdekt (in 1982), blijkt bijvoorbeeld alleen door het leven te gaan. Toch draait hij 642 keer per seconde om zijn as – een snelheid die hij niet altijd gehad kan hebben. Inmiddels zijn er meer van die solitaire millisecondepulsars ontdekt. Er zijn twee manieren waarop hun bestaan kan worden verklaard. Het is denkbaar dat de begeleidende ster niet alleen is ‘leeggezogen’ door de neutronenster, maar uiteindelijk ook volledig is verdampt door de energierijke straling van het extreem compacte en hete object. En het is ook mogelijk dat de begeleidende ster zélf een supernova-explosie heeft ondergaan, en dat de dubbelster daarbij ‘uiteengevallen’ is.

In sommige gevallen blijft de dubbelster bij zo’n tweede supernova-explosie wél intact, en ontstaat er een ‘dubbele neutronenster’, waarbij een van de twee objecten – of, met een beetje geluk, allebei – waargenomen kan worden als een pulsar. Zulke dubbelpulsars vormen buitengewoon interessante natuurlijke laboratoria voor natuurkundigen: door de extreme massa’s, dichtheden, zwaartekrachtsvelden, rotatiesnelheden en baanbewegingen kunnen allerlei onalledaagse voorspellingen van Einsteins relativiteitstheorie zeer nauwkeurig worden getest (zie ook het kaderstuk ‘Dubbelpulsars en zwaartekrachtsgolven’).

Dat het nóg gekker kan, blijkt uit onderzoek aan bolvormige sterrenhopen – grote verzamelingen van vooral oude sterren, met een enorm hoge sterdichtheid in hun kern. In veel bolvormige sterrenhopen zijn grote aantallen millisecondepulsars gevonden, en er zijn sterke aanwijzingen dat die in de loop van hun leven aan partnerruil hebben gedaan: als gevolg van nauwe passages in de kern van de bolhoop kunnen ze de plaats van een van de componenten van een dubbelster innemen, om vervolgens door hun nieuwe partner extra te worden opgezweept.

Over de rand
De eerste röntgendubbelster die werd ontdekt (Cygnus X-1, in 1964) is een heel bijzondere. De ‘gewone’ ster in het dubbelstersysteem blijkt een grote, zware reuzenster te zijn, met een enorme lichtkracht. Ondanks de afstand van ca. 6000 lichtjaar is hij daardoor met behulp van een kleine amateurtelescoop al goed zichtbaar. Onderzoek aan het licht van deze ster wijst uit dat hij elke 5,6 dagen een baan beschrijft om een onzichtbaar object dat een grote hoeveelheid röntgenstraling uitzendt. Die röntgenstraling is ongetwijfeld opnieuw afkomstig van een accretieschijf rond een heel kleine, compacte begeleider, maar uit de waargenomen baanbeweging blijkt dat die begeleider bijna negen keer zo zwaar moet zijn als de zon. Het kan eigenlijk niet anders of Cygnus X-1 herbergt een zwart gat.

De Engelse ondezoeker John Michell speculeerde eind achttiende eeuw al over het bestaan van ‘donkere sterren’. Hoe sterker het zwaartekrachtsveld aan het oppervlak van een hemellichaam is, des te hoger is de zogeheten ontsnappingssnelheid, die nodig is om uit dat zwaartekrachtsveld los te komen. Als een ster maar zwaar genoeg is, zo redeneerde Michell, kan die ontsnappingssnelheid hoger zijn dan de lichtsnelheid, en kan de ster – ook al is hij heel heet en helder – geen licht meer uitzenden.

Begin twintigste eeuw bleek dat zulke ‘donkere sterren’ ook voorspeld worden door de algemene relativiteitstheorie – de door Albert Einstein ontwikkelde verbeterde versie van Isaac Newtons zwaartekrachttheorie. Als er maar voldoende materie in een klein volume wordt samengeperst, raakt de ruimtetijd ter plekke zo sterk gekromd dat lichtstralen er niet meer uit kunnen ontsnappen. Tegelijkertijd zal de massa voortdurend toenemen, doordat er steeds meer materie uit de omgeving wordt opgezogen. De Amerikaanse natuurkundige John Archibald Wheeler bedacht in 1967 de pakkende term ‘black hole’ voor deze mysterieuze ‘objecten’.

Om de zon in een zwart gat te veranderen, moet je hem samenpersen tot een middellijn van minder dan zes kilometer. De aarde verandert pas in een zwart gat als alle materie opeengeperst zou worden in een bolletje zo groot als een knikker. Hoe groter de massa van een zwart gat, des te groter is de straal van de zogeheten ‘waarnemingshorizon’ (ook wel de Schwarzschildstraal genoemd, naar de Duitse natuurkundige die er als eerste aan rekende) – de ‘rand’ van het zwarte gat. Materie die de waarnemingshorizon passeert, kan nooit meer aan het zwarte gat ontsnappen, en licht dat binnen de waarnemingshorizon wordt uitgezonden, zal altijd ‘opgesloten’ blijven.

Wat de omstandigheden ‘in’ een zwart gat zijn, is niet bekend. De huidige natuurkundetheorieën (met name de kwantumfysica en de relativiteitstheorie) verliezen onder deze extreme omstandigheden hun geldigheid. Niemand weet of zich binnen de waarnemingshorizon van een zwart gat een ‘tastbaar’ object bevindt met een bepaalde (zeer kleine) afmeting, of dat materie in een zwart gat in één dimensieloos punt wordt samengeperst met een oneindig hoge dichtheid. Er wordt zelfs wel gespeculeerd dat zwarte gaten via ‘ruimtetijdtunnels’ verbonden zouden kunnen zijn met andere punten in de kosmos, of misschien zelfs met een compleet ander heelal.

Zwarte gaten zijn de eindproducten van extreem zware sterren – sterren die oorspronkelijk vele tientallen keren zo zwaar waren als de zon. Als er na de supernova-explosie een sterkern overblijft die een massa heeft van meer dan vijf zonsmassa’s, zal die aanvankelijk ineenstorten tot een neutronenster. Maar zelfs dat extreem dichte ‘gas’ van stijf opeengepakte neutronen is niet bestand tegen de enorme zwaartekracht, met als gevolg dat de sterkern verder ineenstort – tot een zwart gat. Het aantal ‘stellaire zwarte gaten’ in het Melkwegstelsel loopt waarschijnlijk in de vele miljoenen. Sommige verraden hun bestaan door de invloed die ze uitoefenen op hun directe omgeving, zoals in het geval van Cygnus X-1.

Dankzij precisiemetingen met gevoelige radio- en röntgentelescopen, en dankzij enorme theoretische inspanningen, zijn sterrenkunde de afgelopen decennia veel te weten gekomen over de meest bizarre bewoners van de kosmos. Maar er zijn ook nog tal van onbeantwoorde vragen. Klopt het simpele ‘vuurtorenmodel’ van pulsars wel? Bestaan er behalve neutronensterren misschien ook ‘quarksterren’, waarin de kerndeeltjes uiteen zijn gevallen in de samenstellende elementaire bouwstenen? Zijn de extreem energierijke gammaflitsen die tot in de verste uithoeken van het heelal worden waargenomen misschien de geboortekreten van zwarte gaten? Wat is de precieze relatie tussen ‘gewone’ pulsars en zogeheten magnetars – trage pulsars met een extreem sterk magnetisch veld? En zal het ooit mogelijk zijn om de waarnemingshorizon van een zwart gat echt in beeld te brengen?

Nieuwe ruimtetelescopen en nieuwe detectietechnieken zullen de komende jaren op sommige van die vragen hopelijk antwoord geven. En de kans is natuurlijk groot dat astronomen ook compleet nieuwe kosmische freaks op het spoor zullen komen. Het heelal blijft onverminderd verrassen. 　

Kader 1 - Dubbelpulsars en zwaartekrachtsgolven
In 1974 ontdekten de Amerikaanse natuurkundigen Russell Hulse en Joe Taylor een dubbelpulsar op een afstand van ongeveer 21.000 lichtjaar in het sterrenbeeld Hercules. Het gaat om twee neutronensterren die elke 7,75 uur in een elliptische baan om elkaar heen bewegen. Eén van de twee is met radiotelescopen op aarde zichtbaar als een pulsar; de pulsperiode (en dus de rotatieperiode) bedraagt 59 milliseconden. De baansnelheden van de twee neutronensterren variëren tussn 110 en 450 kilometer per seconde.

Door in de loop van vele jaren precisiemetingen te verrichten aan de aankomsttijdstippen van de radiopulsen, zijn de baaneigenschappen van de dubbelpulsar zeer nauwkeurig bekend. Op die manier kon ook vastgesteld worden dat de oriëntatie van het baanvlak verandert, exact in overeenstemming met de voorspellingen van Einsteins relativiteitstheorie.

Nog opzienbarender was de ontdekking dat de omloopbaan steeds kleiner wordt. De gemiddelde afstand tussen de twee neutronensterren neemt met 3,5 meter per jaar af; de omlooptijd wordt elk jaar 76,5 microseconde korter. Ook die baankrimp wordt voorspeld door de relativiteitstheorie: doordat het systeem zwaartekrachtsgolven uitzendt (minieme vervormingen van de ruimtetijd die zich met de lichtsnelheid voortplanten) verliest het energie.

Hulse en Taylor ontvingen voor hun ontdekking in 1993 de Nobelprijs natuurkunde. Naar verwachting zullen de twee neutronensterren over ongeveer 300 miljoen jaar met elkaar versmelten tot een zwart gat.

Kader 2 - Hoe eng zijn zwarte gaten?
Wie willens en wetens recht op een zwart gat afvliegt, kan het niet navertellen. Al voordat je de waarnemingshorizon passeert, word je uiteengerukt door de enorme getijdenkrachten: de zwaartekracht op je voeten is veel sterker dan die op je hoofd. Eenmaal in het zwarte gat beland is er geen weg meer terug.

Toch is er geen enkele reden om je zorgen te maken over zwarte gaten in het heelal. Hoewel hun aantal onvoorstelbaar hoog moet zijn, is de kans volstrekt verwaarloosbaar dat er ooit een in de buurt van de zon en de aarde zal opduiken. En zelfs al mocht dat gebeuren, dan is het niet zo dat direct het hele zonnestelsel wordt opgezogen. Op ruime afstand van de waarnemingshorizon is de zwaartekrachtsinvloed van een zwart gat niet veel anders dan die van een gewone ster met vergelijkbare massa.

Zelfs als onze zon in een zwart gat zou veranderen (wat overigens volstrekt uitgesloten is), zou de aarde gewoon in zijn huidige baan blijven bewegen: voor de baanbeweging van de planeten maakt het niet veel uit of de massa van de zon nu geconcentreerd is in een gasbol van 1,4 miljoen kilometer groot of in een zwart gat met een middellijn van zes kilometer.

© Govert Schilling