Streven. Jaargang 5

[p. 449]

Wetenschappelijke kroniek
Radiosterrenkunde
door Eug. de Strycker S.J.

WELKE astronoom kon tot voor enkele jaren vermoeden, dat de radiotechniek eens in dienst van de sterrenkunde zou staan? Zoals zijn voorgangers het eeuwenlang hadden gedaan, bestudeerde hij de hemellichamen door het licht dat zij uitzenden. Door middel van steeds grotere kijkers had hij reeds heel wat achterhaald omtrent de beweging, de onderlinge stand en zelfs de inwendige bouw van sterren, die milliarden maal verder van ons verwijderd zijn dan de zon. Onverwachts wordt hem nu een nieuw instrument in handen gegeven, dank zij een toevallige ontdekking, die echter verregaande gevolgen zou hebben voor de opbouw van zijn wereldbeeld: de hemellichamen bleken niet alleen lichtstralen, maar ook radiogolven uit te zenden, welke door de astronoom kunnen worden opgevangen en bestudeerd. Het was Jansky die in 1931 deze ontdekking deed. Bij zijn radioproeven bemerkte hij een ongewone toename van de intensiteit der radiogolven. Een verder onderzoek bracht hem tot de conclusie, dat deze golven niet afkomstig konden zijn van het aardoppervlak; hun bron moest in het heelal buiten de aarde gelegen zijn. Verscheidene jaren verliepen, vóór deze gebeurtenis ruchtbaar werd, en de astronomen zich de draagwijdte ervan realiseerden; eerst na de oorlog werd definitief en systematisch met de onderzoekingen begonnen. De merkwaardige resultaten, in deze enkele jaren geboekt, wekten op het Symposium, in 1951 te Utrecht hierover gehouden, enorme belangstelling, zowel bij de vakastronomen als bij de niet-ingewijden. Alvorens enkele van deze resultaten nader te beschrijven, willen wij even de principes aangeven en de methode schetsen van deze nieuwe tak van de sterrenkunde.

Elk lichaam zendt, alleen reeds door zijn temperatuur, electromagnetische stralen uit; deze bezitten alle eenzelfde snelheid van 300.000 km per seconde, hun golflengte echter kan verschillen en is voor elk van hen typerend; voor radiostralen is deze golflengte groter dan 1 mm, voor het licht variëert zij van 0,0004 tot 0,0008 mm, voor röntgen- en cosmische stralen is zij nog kleiner. Worden deze stralen uitgezonden door zon of sterren, dan moeten zij de dampkring rond de aarde doorboren; de meeste worden er echter door geabsorbeerd, terwijl andere, zoals radiostralen met een golflengte groter dan 15 m door de ionosfeer worden teruggekaatst. De lichtstralen bezitten het privilege, dat ze ons vanuit het heelal kunnen bereiken; tot voor enkele jaren waren zij zelfs het enige studie-object van de sterrenkundige. Tegenwoordig horen hierbij ook de radiostralen, althans die, wier golflengte schommelt tussen 1 cm en 15 m.

[p. 450]

Hoe gaat nu de astronoom deze stralen methodisch onderzoeken? Het opvangen, vooreerst, gebeurt door middel van een speciaal soort antenne, een geleidend staafje, dipool genaamd, dat in het midden onderbroken is en waarvan beide delen verbonden zijn met de ontvanger. Valt nu op deze dipool een straal, waarvan de golflengte tweemaal zo groot is als de lengte van de dipool, dan gaat deze electrisch meetrillen, en deze trillingen worden hoorbaar in de luidspreker, of zichtbaar op een registrerende milli-ampèremeter. Zulk een dipool zal stralen uit alle richtingen ontvangen. Het bundelen ervan kan geschieden, zoals bij de gewone sterrenkijkers, door middel van een parabolische spiegel, in wiens brandpunt de dipool wordt geplaatst. Aangezien evenwel deze stralen een veel grotere golflengte hebben dan het licht, zal deze spiegel ditmaal niet uit glas maar uit metaalgaas vervaardigd zijn. Alleen in één richting, wanneer nl. de stralen a.h.w. loodrecht op deze spiegel vallen, wordt hun intensiteit versterkt, zodat de astronoom reeds een zekere richting kan aanwijzen voor de bron ervan. Het onderscheidingsvermogen van deze ‘kijker’ is echter nog zeer slecht; we moeten nl. wel bedenken, dat de waargenomen golflengten gemiddeld 10.000 maal groter zijn dan die van de lichtstralen. De lijnen en stippen van een beeld vervagen en vervloeien naarmate de golflengte groter wordt. Willen wij dus een scherper beeld verkrijgen, en twee bij elkaar gelegen puntbronnen toch onderscheiden waarnemen, dan moeten wij een meer verfijnde methode toepassen. Daartoe worden twee gelijke dipolen op een bepaalde afstand van elkaar geplaatst. Vormt de invallende straal een scheve hoek met de rechte die hen beide verbindt, dan zal de golf deze dipolen niet gelijktijdig bereiken, en zullen bij optelling de twee ontvangen golven elkaar volledig of tendele vernietigen, tenzij dit tijdsverschil juist gelijk is aan één periode. Men zegt dan dat de golven ‘interfereren’. Wanneer de bron met een regelmatige beweging van plaats verandert, zal ook dit tijdsverschil tussen beide golven veranderen en deze beurtelings vernietigen en versterken. Dit op en neer gaande diagram maakt het mogelijk de plaats van een puntbron scherper te bepalen. Bij meer uitgebreide bronnen vervlakt het diagram en kan het van geen nut meer zijn.

Naast het delicate werk van de plaatsbepaling doen zich nog andere moeilijkheden voor. Zo wordt de straling uit het wereldruim nooit zuiver opgevangen, maar vermengd met allerhande storingen. Aardse bronnen, zoals uitzendposten en electrische motoren, zenden ook stralen uit die de antenne zal opvangen; en zelfs de waarnemingsinstrumenten doen de ampèremeter trillen, zodat de luidspreker blijft ruisen, ook wanneer hij geen andere stralingsbron opvangt.

Ondanks deze moeilijkheden hebben de onderzoekingen van deze enkele jaren ons zeer interessante gegevens verstrekt. Vooreerst heeft de interferometrische methode ons in staat gesteld de plaats van enkele puntbronnen te bepalen met een nauwkeurigheid die, al bereikt zij nog lang niet de precisie van de gewone sterrenkunde, toch reeds vrij bevredigend is. Zo komt een radiobron in het beeld van de stier zonder twijfel overeen met de Krabnevel. Deze grillige nevel, een overblijfsel

[p. 451]

van een supernova-uitbarsting, bezit volgens de gangbare hypothesen een temperatuur van meer dan 1.000.000 graden, wat precies overeenkomt met de warmte die de opgevangen radiogolven vereisen. Voor andere puntbronnen - de sterrenwacht van Cambridge ontdekte er reeds 50, de Australiërs te Sydney vonden er 22 - is een identificatie met een reeds bekende lichtbron voorlopig onmogelijk, zoals b.v. voor de ‘cygnusbron’: driemaal werden haar hoeken, die haar positie aan de hemel aangeven, met verschillen van slechts een halve minuut bepaald. Foto's van de hemel vertonen in dit gebied zeer vele sterren, geen echter die op grond van bijzondere kenmerken, als de bron van de sterke straling beschouwd kan worden. Een nauwkeuriger onderzoek moet trachten deze geheimen te ontsluieren.

Van niet minder belang zijn de metingen met gering selectief vermogen, daar zij nieuwe feiten aan het licht brengen en bovendien de vroegere hypothesen omtrent ons Melkwegstelsel op schitterende wijze bevestigen. Zo waren door de plaatsbepaling van talloze sterren van de Melkweg, en tevens door de foto's van nevels als die van Andromeda, met zeer sterk afgeplatte vorm en onmiskenbare spiraalstructuren, de astronomen er toe gekomen ook voor de Melkweg het model van een spiraalnevel aan te nemen. Plaatselijke bewegingen van sterren in onze buurt bewezen dat de zon, en dus ook de aarde, zeer ver van het vermoede centrum verwijderd liggen. Tot overmaat van ramp kunnen wij echter dit centrum niet zien, want de ruimte tussen de sterren is niet ijl, maar donkere wolken beletten soms het verder doordringen van het licht. De kern van de Melkweg, die als een reusachtige, hel lichtende bol aan de hemel zou moeten staan, ligt achter deze donkere wolken verscholen, zesmaal verder dan ons gewoon waarnemingsgebied reikt. Wel dringen de radiostralen door die wolken tot ons door, zodat een veel groter terrein voor de studie openstaat, en de kern zelf binnen ons bereik komt te liggen. Tasten wij nu de hele Melkweg af, dan vinden wij een maximale intensiteit voor de stralen afkomstig uit de richting van het sterrenbeeld de Schutter. Dit komt precies overeen met de plaats, die de gewone sterrenkunde voor het Melkwegcentrum aangeeft, en met ongeveer dezelfde nauwkeurigheid, hetgeen een prachtige bevestiging is van vroeger uitgewerkte theorieën.

Een andere kwestie, ten aanzien waarvan de studie der radiostralen haar werk met succes bekroond ziet, is die van de interstellaire waterstof. De ruimte tussen de sterren bevat voornamelijk ongeïoniseerde waterstof. Een kern en één electron maken de structuur uit van zulk een atoom. De kernphysica kent aan beide deeltjes een magnetisch veld toe, spin genaamd. De spin van het electron heeft dezelfde richting als de kernspin, maar kan ook omklappen. Bij deze verandering ontstaat een emissielijn met een golflengte van 21 cm. Deze zwakke straling, zes jaar geleden voorspeld door Dr van de Hulst, van Leiden, werd verleden jaar voor het eerst waargenomen. Het meten van de intensiteit van deze straling voor verschillende richtingen zal de verdeling van de waterstof in het Melkwegstelsel aangeven. Dank zij de nauwkeurig bepaalde golflengte is de lijn ook scherp afgetekend; men zal haar verschuiving naar kortere of langere golflengten, naargelang de water-

[p. 452]

stof naar ons toe komt of zich van ons verwijdert, kunnen waarnemen en aldus de beweging van de waterstof in de verschillende delen van het sterrenstelsel kunnen aanduiden, zodat wij terecht mogen concluderen dat hier nieuwe perspectieven open liggen voor de kennis van onze eigen nevel.

Het hemelobject dat tot nu toe het meest bestudeerd werd d.m.v. de radiostralen is wel de zon. Reeds Jansky had bij zijn eerste onderzoek zijn antenne op de zon gericht, doch tot zijn teleurstelling geen stralen opgevangen. Van 1944 af zouden andere waarnemers met gevoeliger instrumenten wél stralen opvangen, en tot de conclusie komen dat de intensiteit afhangt van het aantal vlekken op de zon. Jansky had heel toevallig zijn waarnemingen gedaan tijdens een minimumperiode, terwijl de nieuwere gegevens afkomstig waren uit een maximumperiode.

De rustige zon is een gloeiende bol met een straal van 700.000 km. De buitenste rand, fotosfeer genaamd, die tot een diepte van 100 km gaat, straalt ons het licht uit, maar bezit slechts een temperatuur van 6000°. Deze kan de bron niet zijn van de radiostraling die een temperatuur van 1.000.000° veronderstelt. Evenmin kan de haar omringende chromosfeer, met haar veel hogere temperatuur reeds, ervoor in aanmerking komen. Alleen de corona, met haar hoogte groter dan de straal van de zon, bezit de vereiste temperatuur. Deze corona nu werd het eerst zichtbaar bij een totale zonsverduistering. Tegenwoordig hoeft de astronoom zoveel geduld niet meer te oefenen: vóór zijn kijker plaatst hij een quartz-filter, die het licht van slechts één golflengte doorlaat, en schermt dan het centrale deel met een schijfje af. Met deze kunstmatige zonsverduistering kan hij het licht van de corona bestuderen naar believen. Welnu, de stralen die in een gas ontstaan, worden ook door dit gas geabsorbeerd; voor stralen met een andere golflengte is dit gas doorschijnend. Terwijl de chromosfeer stralen met een golflengte van 10 cm en minder uitzendt, ontstaan de golven van 5 tot 20 m in de buitenste lagen van de corona. De astronoom meet de intensiteit voor elke golflengte, en kan zo temperatuur en dichtheid in de chromosfeer en in de corona onderzoeken.

Het leven op de zon wordt echter boeiender wanneer zij gestoord is. Grote vlekken verschijnen op haar oppervlak, geweldige uitbarstingen en protuberansen schieten tot 100.000 km hoog op. Haar straling is 10, ja 100 maal sterker dan te voren. Snelle interferometers volgen de haarden van de uitbarstingen, of blijven gericht op de vooruitschietende materievloed. De gewone zonnevlekken veroorzaken een ‘verhoogde straling’, die haar bron niet op het zon-oppervlak heeft liggen maar hoger, zodat wij, wanneer de vlek op de wester- of oosterrand van de zon verschijnt, de straling in een punt buiten de zonneschijf opmerken. Deze stralen zijn gekenmerkt door bijzondere electro-magnetische eigenschappen, en zijn daarenboven gericht binnen een kegelvormige trechter die zijn top in de zonnevlek heeft.

Om de ontwikkelingen van heviger uitbarstingen te beschrijven, moet de astronoom de intensiteit van de straling voor verschillende golflengten als het ware tegelijkertijd kunnen waarnemen. De spectrum-analysator stelt hem hiertoe in staat. In een twaalfde van een seconde

[p. 453]

tast deze antenne het hele spectrum van 2,30 tot 4,30 m golflengte af, en tekent de sterkte van de straling voor elke golflengte op. Een kwart seconde later is zij weer in haar beginpositie en begint het aftasten opnieuw, zodat driemaal per seconde het spectrum van de radiostraling verkregen wordt. De ‘stormstoten’, aldus waargenomen, zijn híerdoor gekenmerkt, dat de verhoogde straling beperkt blijft tot een smal strookje golflengtegebied. Dit betekent dat de trilling op één bepaalde diepte van de corona voorkomt en dus zeer plaatselijk is. Zij duurt enkele seconden soms niet meer dan twee. Enkele minuten later kan zulk een trilling zich opnieuw voordoen op een andere golflengte en dus op een andere diepte van de corona.

Andere uitbarstingen vertonen in een tijdspanne van vijf seconden zulk een verandering van golflengte voor de straling met maximale intensiteit, dat hieraan een voortschrijden beantwoordt van de bron in de corona over een afstand van 100.000 km, met de geweldige en nog raadselachtige snelheid van 20.000 km per seconde.

De ‘vlamstoten’, die verscheidene minuten duren, en zich in alle richtingen verspreiden, ontstaan door de meest spectaculaire uitbarsting van de zon nl. een protuberans. Een vlaag geladen deeltjes, protonen en electronen, wordt uit de zon gestoten en door de haar omringende atmosfeer gestuurd. Op bepaalde afstanden van het zonne-oppervlak ontstaat er straling met telkens één bepaalde golflengte. Deze is eerst kort en wordt lang maarmate de vloed zich verder verwijdert, immers de langste golven komen uit de hoogste lagen van de corona. Deze opeenvolgende bronnen kunnen precies onderscheiden worden naar plaats en tijd. Een aldus waargenomen uitbarsting duurde 2½ minuut, de gasstroom verhief zich in die tijd over een afstand van 80.000 km.

Tenslotte noemen wij nog het spectaculaire verschijnsel van de echo met de maan: een van de aarde uitgezonden radiogolf keert tot ons terug na iets meer dan 1 seconde. Het belang van deze echo ligt hierin dat men, zich baserend op de zuiverheid of de storing ervan, de toestand van de ionosfeer kan bestuderen.

Dit zijn enkele interessante resultaten die met deze nieuwe methode in de sterrenkunde werden bereikt. Sommige vondsten verklaren reeds waargenomen phenomenen, of konden vroeger opgestelde hypothesen bevestigen. Andere brengen nieuwe problemen mee, waarvan de oplossing nog verdere onderzoekingen, hypothesen en berekeningen zal vergen. Zeker is dat de astronoom, dank zij deze nieuwe methode, de structuur van ons Melkwegstelsel beter zal kunnen onderzoeken, wat wellicht één van de belangrijkste bijdragen zal zijn tot onze kennis van het heelal.