sciencetalk

Ik zag het college van Prof Dr Wijers op universiteitvannederland.nl, over de vraag "Hoe kun je vanaf de aarde zien waar sterren van gemaakt zijn?", en vroeg me het volgende af:

Als iemand een planeet ziet, zoals de aarde volgens de Snowball Earth hypothese ooit was, hoe wordt dan bepaald dat onder dat ijs andere materie ligt? Of algemener, als een hemellichaam (bv een ster) omringd wordt door andere stoffen dan de kern, hoe wordt voorkomen dat met deze methode onjuiste conclusies getrokken worden?

Goede vraag, en het antwoord is nog niet zo eenvoudig. Wat vereenvoudigde voorbeelden van enkele concrete meetmethoden:

Van sterren weten we behoorlijk veel af. Ze zijn nauwkeurig ingedeeld in klassen (rode reuzen, gele dwergsterren, blauwe reuzen en nog een hele reeks andere stertypen) onder meer in het Herzsprung Russel diagram (klik).

Als je het licht van sterren zorgvuldig analyseert kan je de oppervlaktetemperatuur, maar ook de elementen die in de ster voorkomen achterhalen. Ieder element verraadt zich namelijk door een aantal lijnen in het lichtspectrum, zeg maar een unieke streepjescode. Aan de hand van deze analyse kan je bepalen tot welke spectraalklasse een ster behoort (klik). Van sterren wat dichter bij kan je de afstand direct meten, en dan valt te berekenen hoeveelheid licht ze uitzenden en we weten tot welke klasse ze behoren. Zo weet je per klasse hoeveel licht een ster uitzendt, welke elementen er in de ster aanwezig zijn, hoe groot, zwaar en heet ze moeten zijn en hoeveel energie ze het heelal in sturen. Meer hierover kan je hier lezen.
Sterrenspectra en -klassen

Je kan a.d.h.v. deze spectraalanalyse ook sterren veel verder weg classificeren, en dus aan de hand van de klasse waartoe ze behoren de fysische details van die sterren te weten komen.

Ook als er een wolk van bijvoorbeeld gas rond een ster zit, dan kunnen we vaak de samenstelling van de ster nauwkeurig te weten komen. Het sterrenlicht moet dan door die wolk heen, en in het spectrum van het sterrenlicht verschijnen donkere lijnen, absorptielijnen (klik) op de plaatsen waar zich de streepjescode van een bepaald element bevindt. Die donkere streepjescode geeft dan aan dat een bepaald element in de ster aanwezig is, maar dat de lichtfrequenties ervan door hetzelfde element in de gaswolk wordt tegengehouden. Zo krijgen we dus inzicht in de samenstelling van de ster én de wolk.

Tot zover wat inzicht in de manier waarop de samenstelling van sterren wordt bepaald. Voor het ruwweg achterhalen van fysische details van exoplaneten is onderstaande een van de gebruikte methoden:

Een ster en een planeet draaien om een gemeenschappelijk zwaartecentrum, dus de ster 'wiebelt' wat, zoals in het bovenaanzicht hieronder sterk overdreven weergegeven is.
Vervolgens kan je aan de mate van wiebelen van de ster uitrekenen hoe zwaar de planeet ongeveer moet zijn, want de massa van de ster weten we door de al gevonden spectraalklasse. We zien dat wiebelen van zo'n ster meestal niet in de telescoop, daarvoor is de afstand vaak te groot. Maar als wij ongeveer in het baanvlak van de planeet kijken, dan zal de ster iets van ons af en naar ons toe bewegen. Daardoor wordt het licht een beetje roder (de ster gaat van ons af) of blauwer (de ster beweegt naar ons toe), wat hieronder sterk overdreven en vereenvoudigd is weergegeven:
Nu we door deze 'kleurwisseling' (het is in werkelijkheid een stuk ingewikkelder) de omloopduur van de planeet kennen, kunnen we samen met de reeds bepaalde stermassa ook de afstand van de planeet tot de ster berekenen. Uit de hoeveelheid wiebelen van de ster kunnen we ook de massa van de planeet berekenen. En omdat we door de spectraalklasse weten hoeveel energie de ster uitzendt, kunnen we ook een schatting van de oppervlaktetemperatuur van de planeet maken, en bijvoorbeeld constateren dat deze onder het vriespunt moet liggen.

Als een planeet voor de ster langs gaat, dan wordt een stukje oppervlak van de ster verduisterd, en door die tijdelijke vermindering van het licht te meten kan je de grootte van de planeet bepalen. Klik even op onderstaande afbeelding om de animatie te starten en groot weer te geven. Het zal even duren voor de animatie start, want hij is nogal fors.
We weten nu de massa en de grootte van de planeet en dus kunnen we de gemiddelde dichtheid berekenen. Stel dat de planeet een gemiddelde dichtheid van 5 kg/dm³ heeft en we zien aan de precieze afwijkingen van het licht dat de planeet met ijs (dichtheid 1 kg/dm³) bedekt moet zijn, dan weet je dat er zich onder die ijslaag nog veel dichtere lagen (mogelijk rotsen met een dichtheid van pakweg 3 en dan ook nog een zeer dichte nikkel-ijzer kern) moeten bevinden.

Overigens staan metingen mbt het oppervlak van exoplaneten nog in de kinderschoenen en bij de paar exoplaneten waarbij dit is ingeschat zijn er nog grote onzekerheden.

Hartelijk dank Michel. Ik had niet zoveel tekst verwacht, maar daar ben ik erg blij mee. Je tekst geeft ook een breder kader om eea te begrijpen en dat heb ik ook zeker nodig. Ik heb nog niet alle links doorgelezen, maar dat ga ik dit weekend zeker doen. Nogmaals mijn dank.