Sinds 2013 brengt de Gaia-ruimtetelescoop van de ESA de sterrenhemel in kaart met als doel de ontstaansgeschiedenis van ons Melkwegstelsel te ontrafelen. Onderstaande kaart is gemaakt met data van Gaia door de gemeten positie, helderheid en kleur van al deze sterren te gebruiken. De posities worden gemeten met een precisie die overeenkomt met het onderscheiden van een haar op een afstand van 1000 km. Door deze posities in de gaten te houden zijn ook de bewegingen van sterren aan de hemel, de zogenaamde eigenbewegingen, bepaald. Van sommige sterren is ook de radiële snelheid gemeten, uit de mate van rood- of blauwverschuiving van absorptielijnen in hun spectra.
‘Fossielen’ in de Melkweg
Er zijn al belangrijke ontdekkingen gedaan door de data van Gaia te analyseren. Zo ontdekten sterrenkundigen van het Kapteyn Instituut in Groningen dat ons Melkwegstelsel in zijn prille jeugd een flinke botsing heeft gemaakt (zie hier). De onderzoekers merkten op dat een groep van 33 000 sterren vergeleken met andere sterren in tegengestelde richting om het centrum van ons Melkwegstelsel draaien. Ook heeft deze groep sterren een andere chemische samensteling. In combinatie met computersimulaties konden ze concluderen dat deze sterren de fossielen waren van een kleiner sterrenstelsel dat ongeveer 10 miljard jaar geleden is opgeslokt door onze Melkweg.
Mijn laptop kon de data amper aan
Ik was ook wel benieuwd of ik iets met deze data kon doen. Gelukkig zijn die sterrenkundigen zo aardig om hun data voor het publiek toegankelijk te maken via het Gaia-archief. Gaia kan ook individuele sterren onderscheiden in sterrenstelsels uit onze kosmische buurt. Bijvoorbeeld in de Grote- en Kleine Magelhaense Wolk (zie rechtsonder in figuur 1). Dit zijn twee sterrenstelsels die zijn gevangen door de zwaartekracht van ons Melkwegstelsel. Via het Gaia-archief probeerde ik data te verkrijgen in het hemelgebied van de Grote Magelhaense Wolk en al snel had ik de gegevens van 9 miljoen sterren tot mijn beschikking. Zoals in figuur 2 te zien is het gebied dat dit stelsel bestrijkt nóg groter, maar mijn laptop had simpelweg niet voldoende rekenkracht om meer data te verwerken.
De leeftijd-snelheidsdispersie-relatie
Met deze 9 miljoen sterren wilde ik verschillende sterpopulaties in de Grote Magelhaense Wolk bestuderen. Astronoom Walter Baade (1893 - 1960) classificeerde de sterren op basis van hun kleur en leeftijd in twee groepen: Jonge, blauwe Populatie I sterren en oude, rode Populatie II sterren.
Vanwaar deze indeling? Sterren worden geboren in een enorme gaswolken van waterstof, die onder invloed van zwaartekracht samentrekken. Als de druk en temperatuur in deze wolk zo hoog zijn dat individuele waterstofkernen de afstotende Coulombkracht kunnen overwinnen, fuseren ze tot helium. Een ster is geboren! Deze kernfusie veroorzaakt een stralingsdruk naar buiten wat de ster weerhoudt van het ineenstorten onder eigen zwaartekracht. Op den duur kan deze kernfusie niet meer doorgaan, omdat het geen energie meer oplevert, maar energie kost.
Dit is het begin van het einde voor een ster.
Hoe meer massa een ster aan het begin van haar leven heeft, des te groter de druk in de ster en des te sneller de kernfusie verloopt. Dit betekent dat een massieve ster een hogere temperatuur heeft (en daardoor blauwer kleurt) en ook dat ze eerder tot haar einde komt. Oftewel, de zware, blauwe ster (Populatie I) bestaat korter dan de lichte, rode ster (Populatie II).
Maar Baade ontdekte in 1944 nog een andere eigenschap die deze populaties van elkaar scheidt toen hij de banen van sterren in de Melkweg bestudeerde. Hij vond dat de statistische spreiding in snelheid, de snelheidsdispersie, voor rode sterren met ~ 40 km/s veel hoger was dan de ~20 km/s voor jonge sterren. Apart, toch? Dat valt mee als je bedenkt dat een ster die langer leeft meer moet doorstaan. Denk bijvoorbeeld maar eens aan die botsing van 10 miljard jaar geleden die ons stelsel goed door elkaar heeft geschud. Daar hebben jonge sterren nog geen last van gehad!
Het vizier op de Grote Magelhaense Wolk
Sterrenkundigen hebben deze zogenaamde leeftijd-dispersie relatie ook in andere sterrenstelsels aangetroffen. De Grote Magelhaense Wolk is hierop geen uitzondering. In dit stelsel is de dispersie in radiële snelheid in kaart gebracht. In afbeelding 4 zien we dat de radiële snelheid de mate is waarmee een ster naar ons toe -of van ons af beweegt. Door de posities van sterren in de gaten te houden heeft Gaia de andere snelheidscomponent, de eigenbeweging, bepaald. Voor mijn profielwerkstuk wilde ik kijken of ik met deze gegevens eenzelfde verband kon vinden voor de dispersie in eigenbeweging voor deze sterpopulaties in de Grote Magelhaense Wolk.
Sterren door een filter
Dat ging niet zomaar, ik moest eerst de juiste sterren selecteren. Ten eerste horen niet alle 9 miljoen van de geselecteerde sterren tot de Grote Magelhaense Wolk. We kijken namelijk door een gordijn van voorgrondsterren van ons eigen Melkwegstelsel. Een deel van deze sterren valt te herkennen doordat Gaia informatie geeft over de afstanden tot de ster (de parallax). Een meer effectieve methode maakt gebruik van de afwijkende bewegingen van die voorgrondsterren: ze lijken een stuk groter door hun nabijheid en bewegen in een totaal andere richting dan de sterren in de Grote Magelhaense Wolk. En dan speelt ook de nauwkeurigheid waarmee de snelheden zijn bepaald een rol. Door deze selectie bleef er minder dan 5 procent van de sterren over om mee verder te werken.
Om de oude (Populatie II) van de jonge (Populatie I) sterren te onderscheiden, maakte ik gebruik van het Hertzsprung-Russel-diagram.
De resultaten
Van de resterende sterren zijn de eigenbewegingen omgerekend van hoek/tijdseenheid naar km/s door de afstand tot de Grote Magelhaense Wolk te gebruiken. Vervolgens is het hemelgebied onderverdeeld in kleine vakjes en is in elk vakje de snelheidsdispersie (de standaard deviatie ) berekend. Op deze manier zie je hoe de dispersie verschilt voor verschillende gebieden in de Grote Magelhaense Wolk. In onderstaand overzicht zijn deze dispersie-kaarten te vergelijken voor populatie I- en II- sterren. De eigenbeweging van een ster is gemeten in twee componenten van een coördinatenstelsel waarmee astronomen de plek van een object aan de hemel aangeven. Daarom is de dispersie berekend in beide componenten van de eigenbeweging ( en ). De x en y kan je, je voorstellen als het equivalent van respectievelijk de breedte- en lengtegraad waarmee we onze positie op aarde aangeven.
Wat kon ik uit deze kaarten concluderen? In beide componenten van de eigenbeweging lijken de oude populatie II- sterren een hogere dispersie (lichtere kleur) te hebben. Precies wat je zou verwachten.
Natuurlijk zijn er wat discussiepunten in dit onderzoek en is de grootte en betrouwbaarheid van het verschil niet bepaald.
Ontdek mee!
Met de metingen van de Gaia-telescoop heb ik een verschil in snelheidsdispersie kunnen aantonen tussen oude -en jonge sterren die zich zo’n 160.000 lichtjaar van ons vandaan bevinden. Dat is toch best indrukwekkend.
Wil jij de eindeloze mogelijkheden van deze buitengewone dataset ook ontdekken? Dat kan! Speel eens wat rond met de interactieve tool van het Gaia-archief om deze visueel te verkennen.
