Astronomie

In het eerste deel van dit hoofdstuk hebben we de dunne schijf, de dikke schijf en de stellaire halo beschreven. Kijk terug naar de vorige sectie en let op enkele van de patronen. Jonge sterren liggen in de dunne schijf, zijn rijk aan metalen, en draaien met hoge snelheid rond het centrum van het Melkwegstelsel. De sterren in de halo zijn oud, hebben lage concentraties van elementen zwaarder dan waterstof en helium, en hebben zeer elliptische banen die willekeurig in de richting zijn georiënteerd (zie figuur 1). Halosterren kunnen zich door de schijf en de centrale uitstulping storten, maar zij brengen het grootste deel van hun tijd ver boven of onder het vlak van de Melkweg door. De sterren in de dikke schijf houden het midden tussen deze twee uitersten. Laten we eerst eens kijken waarom leeftijd en de abundantie van zwaardere elementen gecorreleerd zijn en dan wat deze correlaties ons vertellen over de oorsprong van ons Melkwegstelsel.

Twee Soorten Sterren

De ontdekking dat er twee verschillende soorten sterren zijn, werd voor het eerst gedaan door Walter Baade tijdens de Tweede Wereldoorlog. Als Duits staatsburger mocht Baade geen oorlogsonderzoek doen zoals veel andere wetenschappers in de VS deden, dus kon hij regelmatig gebruik maken van de Mount Wilson-telescopen in Zuid-Californië. Zijn waarnemingen werden vergemakkelijkt door de donkere hemel die het gevolg was van de verduistering van Los Angeles in oorlogstijd.

Een van de dingen die Baade met een grote telescoop en een donkere hemel nauwkeurig kon onderzoeken, waren andere melkwegstelsels – buren van ons Melkwegstelsel. We zullen andere melkwegstelsels in het volgende hoofdstuk (Melkwegstelsels) bespreken, maar voor nu zullen we alleen vermelden dat het dichtstbijzijnde melkwegstelsel dat op het onze lijkt (met een vergelijkbare schijf en spiraalstructuur) vaak het Andromedastelsel wordt genoemd, naar het sterrenbeeld waarin we het aantreffen.

Baade was onder de indruk van de gelijkenis tussen de voornamelijk roodachtige sterren in de nucleaire uitstulping van het Andromedastelsel en die in de bolvormige sterrenhopen en de halo van ons Melkwegstelsel. Hij merkte ook het verschil in kleur op tussen al deze sterren en de blauwere sterren die in de spiraalarmen bij de zon worden aangetroffen (figuur 2). Op grond hiervan noemde hij de helderblauwe sterren in de spiraalarmen populatie I en alle sterren in de halo en de bolvormige sterrenhopen populatie II.

We weten nu dat de populaties niet alleen verschillen in hun plaats in het Melkwegstelsel, maar ook in hun chemische samenstelling, leeftijd, en baanbewegingen rond het centrum van het Melkwegstelsel. Populatie I sterren worden alleen in de schijf gevonden en volgen bijna cirkelvormige banen rond het galactisch centrum. Voorbeelden zijn heldere superreuzen, hoofdreekssterren met een hoge helderheid (spectraalklassen O en B), die geconcentreerd zijn in de spiraalarmen, en leden van jonge open sterrenclusters. Interstellaire materie en moleculaire wolken worden op dezelfde plaatsen aangetroffen als populatie I sterren.

Populatie II sterren vertonen geen correlatie met de plaats van de spiraalarmen. Deze objecten zijn overal in het Melkwegstelsel te vinden. Sommige bevinden zich in de schijf, maar vele andere volgen excentrische elliptische banen die hen hoog boven de galactische schijf in de halo brengen. Voorbeelden hiervan zijn sterren die omgeven zijn door planetaire nevels en RR Lyrae variabele sterren. De sterren in bolvormige sterrenhopen, die bijna geheel in de halo van het Melkwegstelsel te vinden zijn, worden ook tot populatie II gerekend.

Heden ten dage weten we veel meer over de sterevolutie dan astronomen in de jaren veertig van de vorige eeuw, en kunnen we de leeftijd van sterren bepalen. Populatie I omvat sterren met een grote verscheidenheid aan leeftijden. Sommige zijn wel 10 miljard jaar oud, terwijl andere zich nog steeds aan het vormen zijn. De zon bijvoorbeeld, die ongeveer 5 miljard jaar oud is, is een ster van populatie I. Maar dat geldt ook voor de massieve jonge sterren in de Orionnevel die zich in de afgelopen paar miljoen jaar hebben gevormd. Populatie II daarentegen bestaat geheel uit oude sterren die zeer vroeg in de geschiedenis van het Melkwegstelsel zijn gevormd; de typische ouderdom is 11 tot 13 miljard jaar.

We beschikken nu ook over goede bepalingen van de samenstellingen van sterren. Deze zijn gebaseerd op analyses van de gedetailleerde spectra van de sterren. Bijna alle sterren blijken voor het grootste deel uit waterstof en helium te bestaan, maar de concentraties van de zwaardere elementen verschillen. In de zon en andere populatie I sterren maken de zware elementen (die zwaarder zijn dan waterstof en helium) 1-4% uit van de totale stellaire massa. Populatie II sterren in de buitenste galactische halo en in bolvormige sterrenhopen hebben veel lagere concentraties van de zware elementen – vaak minder dan een honderdste van de concentraties die in de zon worden gevonden en in zeldzame gevallen zelfs nog lager. De oudste tot nu toe ontdekte populatie II ster heeft bijvoorbeeld minder dan een tienmiljoenste van het ijzergehalte van de zon.

Zoals we in eerdere hoofdstukken hebben besproken, worden zware elementen diep in het inwendige van sterren gemaakt. Zij worden toegevoegd aan de reserves van grondstoffen van het Melkwegstelsel wanneer sterren sterven, en hun materiaal wordt gerecycleerd in nieuwe generaties sterren. Zo worden in de loop der tijd sterren geboren met steeds grotere voorraden zware elementen. Populatie II-sterren ontstonden toen de overvloed aan elementen zwaarder dan waterstof en helium laag was. Populatie I sterren ontstonden later, nadat de massa die verloren ging door de stervende leden van de eerste generaties sterren het interstellaire medium had bezaaid met elementen die zwaarder zijn dan waterstof en helium. Sommige vormen zich nu nog steeds, nu verdere generaties de voorraad zwaardere elementen voor nieuwe sterren hebben aangevuld.

De echte wereld

Op enkele uitzonderingen na, moeten we nooit vertrouwen op een theorie die de wereld in slechts twee categorieën verdeelt. Hoewel zij een uitgangspunt kunnen vormen voor hypothesen en experimenten, zijn zij dikwijls oversimplificaties die verfijning behoeven naarmate het onderzoek voortschrijdt. Het idee van twee populaties hielp onze eerste gedachten over het Melkwegstelsel te ordenen, maar we weten nu dat het niet alles kan verklaren wat we waarnemen. Zelfs de verschillende structuren van het Melkwegstelsel – schijf, halo, centrale uitstulping – zijn niet zo duidelijk van elkaar gescheiden in termen van hun locatie, leeftijd, en het gehalte aan zware elementen van de sterren erin.

De precieze definitie van de schijf van het Melkwegstelsel hangt af van de objecten die we gebruiken om hem te definiëren, en hij heeft geen scherpe grens. De heetste jonge sterren en hun bijbehorende gas- en stofwolken bevinden zich meestal in een gebied van ongeveer 300 lichtjaar dik. Oudere sterren definiëren een dikkere schijf die ongeveer 3000 lichtjaar dik is. Halosterren brengen het grootste deel van hun tijd hoog boven of onder de schijf door, maar passeren deze op hun sterk elliptische banen en zijn dus soms relatief dicht bij de zon te vinden.

De hoogste dichtheid van sterren wordt gevonden in de centrale uitstulping, dat staafvormige binnengebied van het Melkwegstelsel. Er zijn een paar hete, jonge sterren in de uitstulping, maar de meeste sterren in de uitstulping zijn meer dan 10 miljard jaar oud. Maar in tegenstelling tot de halosterren van vergelijkbare leeftijd, is de overvloed aan zware elementen in de uitstulpingssterren ongeveer even groot als in de zon. Waarom zou dat zo zijn? Astronomen denken dat stervorming in de overvolle nucleaire uitstulping heel snel plaatsvond, vlak nadat het Melkwegstelsel gevormd was. Na een paar miljoen jaar heeft de eerste generatie massieve en kortlevende sterren zware elementen uitgestoten in supernova-explosies en daarmee de volgende generaties sterren verrijkt. Zo begonnen zelfs de sterren die meer dan 10 miljard jaar geleden in de uitstulping werden gevormd, met een goede voorraad zware elementen.

Precies het tegenovergestelde gebeurde in de Kleine Magelhaense Wolk, een klein sterrenstelsel in de buurt van de Melkweg, zichtbaar vanaf het zuidelijk halfrond van de aarde. Zelfs de jongste sterren in dit sterrenstelsel hebben een tekort aan zware elementen. Wij denken dat dit komt doordat het kleine melkwegstelsel niet erg druk is, en de stervorming vrij traag verloopt. Als gevolg daarvan zijn er tot nu toe relatief weinig supernova-explosies geweest. Kleinere sterrenstelsels hebben ook meer moeite om het gas dat door supernova-explosies wordt uitgestoten, vast te houden en te recyclen. Sterrenstelsels met een lage massa oefenen slechts een bescheiden zwaartekracht uit, en het supersnelle gas dat door supernova’s wordt uitgestoten, kan gemakkelijk uit hen ontsnappen.

Met welke elementen een ster is begiftigd, hangt dus niet alleen af van wanneer de ster in de geschiedenis van zijn melkwegstelsel is gevormd, maar ook van hoeveel sterren in zijn deel van het melkwegstelsel hun leven al hadden voltooid tegen de tijd dat de ster klaar is om zich te vormen.

Woordenlijst

populatie I ster:

een ster die zware elementen bevat; typisch jong en te vinden in de schijf

populatie II ster:

een ster met een zeer lage abundantie aan zware elementen; komt voor in het hele Melkwegstelsel