(ontbrekende) massa van het heelal. De totale massa van het heelal

Sterrenkunde

Actueel (2): De (ontbrekende) massa van het heelal.

De totale massa van het heelal is een, vooral voor kosmologen, een belangrijk gegeven. De uitdijing van het heelal wordt (sinds de oerknal) afgeremd door de gravitationele werking van haar massa. Er is nu een grenswaarde M gesteld, waarbij de uitdijing na oneindig lange tijd tot stilstand komt, zonder tot inkrimping over te gaan. Is de totale massa kleiner dan M, dan gaat de uitdijing (met steeds kleinere snelheid) eeuwig voort. Is de totale massa juist groter dan M, dan zal -n een “moment” van stilstand- de uitdijing overgaan in inkrimping, eindigend in een situatie waarin het heelal begonnen was (en weer leidend tot een Big Bang, etc.). Wat weten we nu van die totale massa af? Er bestaan sterren, al of niet omringd door donkere begeleiders (planeten), en zij zijn gegroepeerd tot melkwegstelsels (zoals onze Melkweg en het Andromedastelsel); deze sterrenstelsels zijn ook weer gegroepeerd tot clusters (de Melkweg en de Andromedanevel behoren tot dezelfde cluster), die tenslotte weer gegroepeerd kunnen zijn tot superclusters! Tussen sterren zelf kunnen zich heel kleine deeltjes (zoals ‘stof’) bevinden, al dan niet oplichtend door naburige sterren. Gaswolken (van moleculaire aard) zijn mogelijk aanwezig evenals elementaire deeltjes als protonen, elektronen, kosmische straling en neutrino’s. De sterren kunnen worden onderverdeeld in hoofdreekssterren, reuzen, witte en bruine dwergen, neutronensterren, etc. Binnen een zonnestelsel zijn er, behalve planeten, nog kometen, meteoren, astroïden en manen. Tenslotte bestaan er in het heelal waarschijnlijk nog de (‘beruchte’) Zwarte Gaten. Hoe weten we dit allemaal? In de eerste plaats door waarneming, aanvankelijk alleen met het blote oog, maar later vooral m.b.v. steeds geavanceerdere instrumenten (ondersteund door zeer krachtige computers) waarmee men straling uit het heelal kan opvangen. Indien we alle massa, op deze manier waargenomen, bij elkaar zouden optellen, dan komen we tot een waarde van ongeveer 1/10 M. Nu, dit vinden de kosmologen toch wel een ’beetje’ onbevredigend.....(Er bestaat zelfs een theorie die voorspelt, dat alle massa gelijk moet zijn aan M!) Kortom, er moet nog meer massa zijn, maar..... hoe sporen we die op en waaruit bestaat deze massa? Massa kan haar aanwezigheid ook verraden door haar invloed, t.g.v. de zwaartekracht, op de beweging van naburige (zichtbare) hemellichamen. Denk maar eens aan de ontdekking van de buitenste planeten, zoals Neptunus en Pluto, voorspeld door berekeningen uit baanstoringen van andere planeten. Zelfs de massa van de Zon is uit de baanbeweging van onze Aarde af te leiden (zie bijlage 1). Massa, die zich op deze wijze manifesteert, noemt men ook wel gravitionele massa. Hendrik Jan Oort was de eerste die het bestaan van ‘donkere materie’ aantoonde, door de snelheden van sterren bij ons in de buurt te meten. Deze bleken hoger dan verwacht (zie bijlage 2).

Conclusie: tussen de sterren van onze Melkweg moet zich meer massa bevinden, dan in de vorm van sterren, stof en gas zichtbaar is. In de zomer van 1988 kwamen astronomen (en deeltjes-fycici) bijeen op de beroemde universiteit van Princeton, om uit hun bevindingen inzicht proberen te krijgen in de structuur van het heelal, Er helemaal uitgekomen zijn ze niet! Wel bleek dat de door Oort aangetoonde ‘onverklaarbare’ bewegingsversnelling ook in andere sterrenstelsels optreedt. Conclusie: ook in andere Melkwegen (spiraalnevels) is veel meer massa (2 tot 10 keer zoveel) als oorspronkelijk werd aangenomen. Niet alle sterrenstelsels hebben een spiraalstructuur. Er bestaan ook elliptische sterrenstelsels, waarbij het veel moeilijker is om snelheden van sterren te meten. Een oplossing hiervoor is gevonden door twee astronomen van het Kapteyn Astronomisch Instituut te Groningen: Valentijn en Casertano. Met de NederlandsEngelse sterrenwacht in La Palma maten zij de onderlinge snelheden van twee dicht bij elkaar staande ellipsstelsels (zgn. Halter of Dumbell-stelsels). Zulke paren bevinden zich vaak in het centrum van grote clusters. Uit de gemeten snelheden bleek ook weer, dat er een grotere massa voor nodig is dan de som van beide stelsels! Ook hier houdt zich 90% van de massa schuil als donkere materie. De Amerikaanse astronoom Fritz Zwicky, die dit probleem al in de jaren ‘30 opmerkte, introduceerde hiervoor het begrip ‘missing mass’ (ietwat misleidend, de massa ontbreekt niet, maar haar straling). Ook hier weer de conclusie: ook in elliptische nevels is bijna 10 keer meer massa aanwezig dan we kunnen aantonen. Behalve sterrenstelsels zijn er ook metingen verricht aan de snelheden van gaswolken, die rond het centrum van spiraalstelsels bewegen. Hieruit bleek dat er zich veel massa bevindt in een bolvormig gebied (halo) rond die stelsels. Ook onze Melkweg zou zo’n halo hebben, met een diameter van 300.000 tot 600.000 lichtjaar. (De diameter van de kern van onze Melkweg is ca. 10.000 lj., de spiraalarmen 100.000 lj.). Conclusie: de totale massa van ons melkwegstelsel zou door de halo minstens vijf maal zo groot moeten zijn. Deze onzichtbare materie (massa) speelt een sleutelrol in een aantal verschijnselen, die samenhangen met het ontstaan en de evolutie van sterrenstelsels. Al lang is bekend dat clusters bronnen zijn van röntgenstraling. Deze is afkomstig van een zeer heet, ijl gas, dat zich tussen de stelsels in de cluster bevindt. Door uitzending van de röntgenstraling wal het gas afkoelen, waardoor er een constante stroming van afkoelend gas (cooling flow) ontstaat naar de stelsels. Hierdoor krijgen deze, in de loop van hun ontwikkeling, een wel twee maal zo grote massa. Een deel van het afkoelende (en zich samentrekkende) gas kan leiden tot de vorming van sterren. Een ander deel zal haar weg vinden naar de kern van het sterrenstelsel., om zich met toenemende snelheid (de lichtsnelheid naderend) in een centraal Zwart Gat te storten. De hierbij vrijkomende energie, kan nu (aldus Valentijn) de radiostraling leveren die door veel stelsels wordt uitgezonden (denk maar eens aan de enorm energierijke radiostraling in quasars!).

Tot slot zouden we ons de vraag kunnen stellen: Waaruit bestaat deze donkere materie? Zwarte Gaten? Dit zijn waarschijnlijk overblijfselen van sterren met een massa van meer dan 10 maal die van de Zon. Maar de meeste sterren hebben een massa tussen de 1/10 en 10 maal die van onze Zon. Zij eindigen hun bestaan als een Witte Dwerg. Bruine Dwergen dan? Dit zijn hemellichamen met een massa, te klein om tot kernfusie te komen (en daarmee straling af te geven), maar groter dan planeten. Echter, in de bestaande theorieën over stervorming is hun aantal daarvoor te klein. Kosmisch stof en gaswolken? Als dat de verklaring zou zijn dan zouden we, door lichtabsorptie, nog maar weinig van het heelal kunnen zien! Wat voor mogelijkheden blijven er dan nog over? Dat zijn de elementaire deeltjes! Dat was ook de reden van de aanwezigheid van deeltjesfysici op de bijeenkomst in Princeton. De eisen, die aan deze deeltjes moeten worden gesteld, zijn: 1) 2)

Ze moeten stabiel zijn, d.w.z. ze mogen, na enige tijd, niet uiteenvallen in andere deeltjes. Ze mogen niet met de overige materie in het heelal reageren, m.a.w. ze moeten neutraal zijn.

Geladen deeltjes, zoals protonen en elektronen, vallen dus af. Welke deeltjes resteren dan nog? Neutrino’s ! Deze deeltjes komen vrij bij het verval van radioactieve kernen. Bovendien ontstaan ze, in enorme hoeveelheden, bij kernfusiereacties zoals in het centrum van onze Zon. Is dit het dus antwoord op onze (klemmende) vraag: “Waaruit bestaat de missing mass?” Misschien...! Neutrino’s moeten dan wel een, zij het zeer kleine, meetbare massa hebben en tot nu toe is er nog niemand in geslaagd deze te meten. Kortom, tot het zover is, verkeren astronomen en deeltjesfysici nog in het duister over de aard van de donkere materie (‘de missing mass’) in het heelal. Jb. Kuyt.

Bijlage 1. Voor elk hemellichaam, dat met een massa m draait om een (ander hemel-) lichaam met massa M (zoals onze Aarde om de Zon), geldt dat de centripetale kracht (a) gelijk moet zijn aan de gravitatiekracht (b). Er ontstaat dan de volgende vergelijking: (b)

mM f 2 r

Hierin is: r = T = F =

=

(a)

4π 2 mr T2

afstand massamiddelpunten van m en M. omlooptijd van m om M. gravitatieconstante.

Uit deze vergelijking vinden we:

4π 2 r 3 M= fT 2 Factor m is hieruit dus weggevallen! Strikt genomen draaien m en M om elkaars gemeenschappelijk zwaartepunt. Is m echter veel kleiner dan M, dan valt dit vrijwel samen met het massamiddelpunt van M.

Bijlage 2: Alles in het heelal beweegt! Was dat niet het geval, dan zou alle massa zich storten naar een gemeenschappelijk massamiddelpunt. Zo bewegen alle sterren zich rond ‘t massamiddelpunt van het stelsel, waarin zijn zich bevinden. Deze bewegingssnelheid is afhankelijk van de massa van dat stelsel, dat zich dichter bij het massamiddelpunt bevindt dan de ster zelf. Hoe groter die massa, des te sneller moeten de sterren zich bewegen. Deze snelheid wordt uitgedrukt in:

v=

f

m r