Streven. Jaargang 9

[p. 707]

De structuur van de Melkweg
door Th. Cockx S.J.

SEDERT onheugelijke tijden heeft het mysterie van het uitspansel de mensen geboeid. De geheimzinnige schittering van de melkweg bij heldere winternachten heeft vele legenden opgeroepen. Volgens de Griekse mythologie was deze heldere baan een melkstraal uit de borst van de godin Hera. De kleine Hercules zou zo gulzig hebben toegehapt dat het kostbare voedsel als een felle straal door de hemel schoot.

Wij hebben geleerd het raadsel van de sterrenhemel abstracter te formuleren en willen zijn geheimen wetenschappelijk doorgronden. Onze vraag luidt zeer prozaïsch: hoe ziet de structuur van de melkweg eruit dank zij de gegevens van de radioastronomie?

Oud en nieuw over de Melkwegstructuur

Tot in de zestiende eeuw werd het uitspansel opgevat als een kristallen sfeer, waaraan de sterren vastgehecht waren. Copernicus (1473-1543) en Newton (1642-1727) waren de eersten om deze opvatting in twijfel te trekken, op grond van wetenschappelijke argumenten. Maar de definitieve doorbraak der moderne theorieën danken wij aan William Herschel (1733-1822). Steunend op een uitgebreid feitenmateriaal, beweerde hij dat alle sterren zonnen zijn met gelijke lichtstraling. Het verschil in helderheid dat wij waarnemen zou enkel een gevolg zijn van hun verschil in afstand. Op het eerste gezicht schijnt deze voorstelling nogal aannemelijk. In het begin dezer eeuw onderging ze echter belangrijke wijzigingen door de studie van de Nederlandse astronoom Kapteyn. Deze geleerde beschikte over een reusachtige documentatie, door vele observatoria onder zijn leiding verzameld, volgens het zgn. ‘Plan of selected areas’ dat de waarnemingen concentreerde op een tweehonderd kleine velden aan de hemel. Hij kwam tot de conclusie dat de melkweg een ellipsoïdale sterrenhoop was, symmetrisch ten opzichte van zijn omwentelingsas en opvallend gecondenseerd bij zijn middelpunt, de zon. M.a.w. het hele stelsel zou te vergelijken zijn met een discus, waarvan de zon en niet de aarde het centrum vormt. Het grootste aantal sterren zou zich ook in de buurt van dit centrum bevinden. Volgens Kapteyn was de grootste afmeting van het heelal zowat vijftigduizend lichtjaren.

Een bevreemdend feit heeft vanaf het begin van deze eeuw de aandacht getrokken: het bleek onmogelijk te zijn binnen een welafgebakende strook verder te zien dan gemiddeld vijfduizend lichtjaren, terwijl in andere richtingen sterrenstelsels werden waargenomen, die tot twee miljard lichtjaren van ons verwijderd zijn. Stilaan werd dan ook de hypothese verlaten als zou de ruimte tussen de sterren geheel ijl en bijgevolg doorzichtig zijn. In 1904 ontdekte Hartmann voor het eerst een spectraallijn, die de aanwezigheid van interstellaire materie op

[p. 708]

overtuigende wijze aantoonde. Heden is men zelfs tot de bevinding gekomen dat binnen onze melkweg althans, de gassen of wolken een ongeveer even grote massa bezitten als de in dit gebied aanwezige sterren. Deze ontdekkingen deden vermoeden, dat de fijnere structuur van ons eigen melkwegstelsel, door donkere wolken afgeschermd, wel nooit in zijn geheel uit rechtstreekse optische gegevens zou zijn af te leiden. Maar de duidelijk zichtbare samenstelling van zoveel andere sterrenstelsels kwam de astronomen te hulp.

Met de grote spiegelkijkers immers werden miljoenen stelsels ontdekt in het heelal. Hun wetenschappelijke benaming luidt: extragalactische nevels. Sommige van die stelsels zijn ellipsoïdaal of bolvormig. Het schijnen loutere sterrenkolonies te zijn, die een grotere dichtheid bezitten naar het midden toe, maar verder geen onregelmatigheid vertonen. Ook is er niet de minste aanwijzing dat ze interstellaire materie zouden bevatten. De meeste extragalactische nevels vertonen echter een spiraalvormige structuur. Ze zien er uit als draaiende schijven waaraan twee linten werden vastgemaakt. Door het snelle draaien gaan deze linten als spiraalvormige slierten rond het centrum liggen. Dit centrum kan zeer groot zijn en gelijkt dan op een ellipsoïdale nevel. Het kan ook helemaal in de armen zijn opgegaan, zodat de nevel er uit ziet als een S. De armen zelf bezitten een merkwaardige eigenschap: ze bestaan vooral uit jonge sterren, die drijven in interstellair gas. Vele observaties, vooral van Messier 81, en de Andromedanevel hebben dat bewezen. De Andromedanevel, de meest nabije extragalactische nevel, is twee miljoen lichtjaren van ons verwijderd. Bij heldere hemel is hij met het blote oog zichtbaar als een klein lichtend vlekje. Baade vond dat de armen een continue opeenvolging vertonen van lichtgevende en donkere interstellaire wolken, die alle verder gelegen lichtbronnen absorberen. Tussen de armen daarentegen bevindt zich zo weinig materie, dat het licht van zeer verre spiraalnevels doorheen die spleten tot ons doordringen kan. Dit blijkbaar noodzakelijk samenvallen van armen en interstellaire materie zou de radiosterrenkunde een middel aan de hand doen om de complexe structuur van ons eigen stelsel te bepalen¹⁾.

Intussen was men er echter reeds toe gekomen, steunend op de differentiële snelheden van de sterren ten opzichte van de zon, het nu klassiek geworden beeld van onze melkweg in grote lijnen te schetsen. Vooral Prof. Oort komt die eer toe. In 1925 berekende hij de zg. galactische rotatie. Hiermee wordt de beweging bedoeld van onze melkweg rondom zijn middelpunt: eenmaal in de tweehonderd miljoen jaar wentelen de zon en haar omgeving om die kern heen. Dit getal gaat echter niet op voor alle sterren. Zoals immers ook in ons zonnestelsel, voltrekken de buitenranden de omloop trager dan de meer naar binnen gelegen gedeelten. Dank zij dit verschijnsel konden deze berekeningen worden verricht. Bovendien werd nog de afstand en de richting van het centrum bepaald: het zou zich op 27.000 lichtjaren van ons bevinden in

1) Voor zover de optische kijkers binnen het melkwegvlak kunnen doordringen, schijnt ook het opsporen van jonge sterren, de zg. blauwe reuzen met O en B spectrum, heden een hoopvolle methode te zijn om de ligging van spiraalvormige armen in onze galaxie te bepalen.

[p. 709]

het Sterrenbeeld de Schutter, dat inderdaad ook de meest lichtgevende plek van onze zomernachthemel vormt. De schittering van de kern zelf echter wordt door dikke lagen interstellaire materie geabsorbeerd.

Radioastronomie

Sedert enkele jaren heeft de kennis van ons melkwegsysteem, dank zij een totaal nieuwe methode, een belangwekkende uitbreiding ondergaan. De nieuwe methode bestaat er juist in de interstellaire materie, welke als voornaamste hinderpaal gold bij observaties, als stralingsbron aan te wenden. Immers, het interstellaire gas onthulde zich als een rijke bron van radiostraling, zoals reeds in 1931 door Jansky werd geconstateerd. Op een bepaalde golflengte werd een onverklaarbare toename van het ruisen waargenomen. Bij nader onderzoek bleek dit afkomstig te zijn van een straling uit het wereldruim. Reber wist deze verschijnselen enigermate te localiseren. Hij stelde vast, dat de sterkste golven kwamen uit de richting van de Schorpioen en de Schutter, waar zich het centrum van de Melkweg bevindt. Wij moesten echter tot na de oorlog wachten, alvorens techniek en interpreterend verstand deze raadselachtige gegevens tot klaarheid wisten te brengen.

In 1944 werd daarmee een aanvang gemaak in de beroemde thesis van Dr. Van de Hulst te Leiden. Indien de interstellaire materie werkelijk uit waterstof bestond, zoals bleek uit vele spectraalanalyses, en indien deze waterstofwolken slechts in de spiraalvormige armen van andere sterrenstelsels voorkwamen, dan was het wellicht niet onmogelijk in onze melkweg het bestaan en de ligging van dergelijke armen rechtstreeks af te leiden uit de aanwezigheid van interstellair waterstof. Het structuur-probleem werd dus herleid tot de vraag, of er niet een bepaalde radiostraling bestond, die alleen aan zeer ijle atomaire waterstofwolken kon worden toegeschreven, en niet tegelijk ook aan andere nog onbekende moleculaire bronnen. Dr. Van de Hulst gaf hierop een bevestigend antwoord: naast zijn continu spectrum, dat hier niet van belang is, zendt waterstof ook een radiogolf uit van heel bijzondere aard. Het waterstofatoom immers bestaat uit een proton of kern, waaromheen een electron cirkelt met reusachtige snelheid. Beide deeltjes wentelen bovendien nog om hun eigen as. Deze beweging noemt men de spin. Wanneer de spin van het electron omslaat, zendt het een stralingsquantum uit, waarvan de golflengte 21,105 cm bedraagt, wat overeenkomt met een frequentie van 1420 Megahertz per seconde. Er bestond dus een zekere kans dat deze straling, door triljoenen waterstofatomen uitgezonden, kon worden waargenomen met uiterst nauwkeurige radio-ontvangsttoestellen, en wel boven het gewone ruisen uit.

Door verschillende sterrenwachten werden observatie-pogingen gedaan. Op 29 maart 1951 slaagden Ewen en Purcell van de Harvard University (USA) erin voor de eerste maal deze waterstoflijnen te registreren. Zes weken later kon ook de Nederlandse Ir. Muller een geslaagde meting verrichten te Kootwijk. Vooraleer echter het uitzonderlijk belang van deze ontdekking nader toe te lichten, kan het nuttig zijn even kennis te maken met de ontvangstapparaten zelf.

[p. 710]

De meeste ontvangers zijn grote paraboloïdische, uit plaatijzer of metaalgaas vervaardigde spiegels. Zij bezitten de eigenschap alle invallende stralen over te brengen op een dipool-antenne, die in het brandpunt is opgesteld. Zo een dipool is een metalen staaf, waarvan de lengte de helft van de te observeren golflengte bedraagt. Halverwege is zij onderbroken zodat, wanneer de gezochte straling sterk genoeg is, er een electrisch meetrillen ontstaat, dat aan de versterker wordt doorgegeven. Het effect van deze vibraties wordt ons door een luidspreker, registreernaald of kathodestraaloscillograaf hoorbaar of zichtbaar gemaakt. Het ware echter verkeerd te menen, dat het zo maar voldoende is, antenne en ontvanger op de gewenste golflengte af te stemmen, om de 21 cm-lijn te zien verschijnen. Vierhonderd dertig maal per seconde wordt de ontvanger, electronisch, om beurten op een ietwat kleinere of grotere golflengte gericht. Pas uit de aldus gemeten intensiteitsverschillen kan het profiel van de waterstoflijn worden afgelezen. De paraboloïde van Kootwijk, waarmee tot nog toe op het gebied van de 21 cm-golf de belangrijkste metingen werden verricht, is een door de bezetter nagelaten radar-installatie met een middellijn van zeven en een halve meter. Aangezien het onderscheidingsvermogen van een dergelijke spiegel tamelijk gering is, in vergelijking met dat van optische kijkers, - respectievelijk 2 minuten en 1/100 seconde - heeft men de laatste jaren grotere ontvangers ontworpen. De machtigste kijker staat te Cambridge: zijn vier rijen parabolische bogen reiken twee maal zo ver als de optische Hale-telescope van Mount Palomar. Te Manchester is een draaibare paraboloïde in aanbouw, met een opening van 75 meter. En volgens plannen van Mills zal te Sidney een kruisparaboloïde worden geconstrueerd, die haar vangarmen over een breedte van drie kilometer zal uitstrekken. Met dergelijke apparaten wordt een exacte plaatsbepaling van de stralingsbron mogelijk.

Intussen haalde men de kostbare eerstelingen van de radio-astronomie reeds binnen: het vermoeden dat onze melkweg zou gelijken op een extra galactische nevel met spiraalvormige armen werd rechtstreeks aangetoond. Vroeger waren wij alleen hiervan zeker, dat het melkwegstelsel bestond uit een platte draaiende schijf, waarvan de meer naar buiten gelegen delen achterbleven op de wenteling van de meer centrale delen, en waarvan de as of kern een zekere verdikking vertoonde. De eigenlijke complexe structuur echter bleef nog steeds een raadsel. De Nederlandse waarnemers nu, steunend op het elders geobserveerde verschijnsel, dat spiraalvormige armen en waterstofwolken samengaan, zochten heel het melkwegstelsel af en vonden haast overal de voorspelde 21 cm-straling, maar onder zeer verschillende vormen. In de richting van het centrum werd, precies op de gewenste golflengte, één enkele piek gevonden. In de richting van het sterrenbeeld Zwaan echter, loodrecht op de lijn die ons met het centrum verbindt, werden drie hobbels geregistreerd. De grootste van hen wees een golflengte aan, die ietwar groter was dan 21 cm; de twee andere hoorden bij een aanzienlijk kleinere golflengte. Honderden andere metingen werden verricht. Elk van hen eiste een nauwkeurige interpretatie.

Uit de maximum-piek in de richting van het centrum kon worden

[p. 711]

afgeleid dat wij hier staan voor wolken, die slechts duizend à twee duizend lichtjaren van ons verwijderd zijn. Aangezien interstellair waterstof met een dikte van 3000 lichtjaren ondoordringbaar wordt voor elke verder gelegen straling van dezelfde soort, kunnen wij van de 21 cm-golven uit de buurt van het centrum niets opvangen. De drie pieken echter uit de richting van de Zwaan hebben een veel rijkere inhoud: wij krijgen hier een doorsnede te zien van drie spiraalvormige armen, die respectievelijk 0, 18.000 en 24.000 lichtjaren van ons verwijderd zijn. Dat de radiostraling van verder gelegen wolken niet wordt geabsorbeerd danken wij aan het feit dat de buitenste delen van het roterende melkwegstelsel trager bewegen dan de binnenste, zodat er wolken zijn die naar ons toekomen, andere die zich van ons verwijderen. Deze verplaatsing immers heeft een verschuiving van de golflengte tot gevolg²⁾. Zo kon worden bepaald dat de drie maxima wijzen op waterstofwolken, die respectievelijk met een snelheid van 0 km, 47 km en 77 km per seconden naar ons toekomen. Deze beweging is echter niet de enige. Binnenin die wolken is er een grote turbulentie der afzonderlijke deeltjes met een gemiddelde snelheid van 8 km per seconde. Dit volgt uit het verbrede profiel der maxima. De dichtheid van dat interstellair gas, afleidbaar uit de intensiteit van de straling, wordt op 0,7 waterstofatoom per cm³ geraamd.

Deze en soortgelijke metingen lieten toe een reeks spiraalvormige armen in tekening te brengen. De langste, de meest naar buiten gelegen of zgn. derde arm slingert zich haast cirkelvormig om het hele stelsel heen. Tot de tweede arm behoort het sterrenbeeld Perseus. Tot de overblijvende ons eigen zonnestelsel en Orion. Recente Kootwijkse observaties ontdekten nog twee andere armen, die zich nog dichter bij het centrum bevinden. Hierover werden echter nog geen nauwkeurige gegevens medegedeeld.

Niettegenstaande het beperkt aantal waarnemingen en de blijkbaar onregelmatige bouw van onze melkweg krijgen wij hier dus reeds een fraaie schets van zijn innerlijke structuur onder ogen. Vooraleer echter over te gaan tot het uittekenen van een totaalbeeld, zal het nodig zijn het huidige onderzoek van de zgn. bolhopen in rekening te brengen.

2) Dit volgens het welbekend Doppler-effect: . Hierin is ⊿λ het verschil tussen de normale golflengte λ van een wolk in stilstand, en de waargenomen golflengte van een wolk in beweging; v is de snelheid van de wolk naar of weg van de waarnemer; c is de lichtsnelheid in vacuo.

De bolvormige sterrenhopen

De bolhopen zijn groepen van sterren, die een gesloten systeem vormen. Hun onafhankelijk karakter laat vermoeden dat zij speciaal bedacht zijn geworden bij de erfenis van de centrale oernevel, waaruit alle sterrenstelsels vermoedelijk zijn ontstaan.

Reeds op de kaart van Ptolemeus was een dergelijke bolhoop vastgelegd: nl. Omega Centauri die samen met 47 Tucanae behoort tot de sterrenhopen met de grootste lichtsterkte. Beide bevinden zich in het

[p. 712]

zuidelijk halfrond. De enige bolhoop die wel eens zichtbaar is in ons noordelijk halfrond, is Messier 13 van het sterrenbeeld Hercules. De kleine schijnbare helderheid van deze sterke lichtbron is alleen maar te wijten aan de grote afstand. Want in feite hebben de bolhopen aanzienlijke afmetingen. Hun diameter is gemiddeld vijftig lichtjaren. Hun aantal sterren gaat van honderdduizend tot meer dan een half miljoen. De honderden bolhopen die men voor het ogenblik reeds kent, zijn over het algemeen regelmatig verdeeld over de boven- en onderkant van het centrale melkwegvlak.

De vraag stelt zich hoever de sterrenhopen van ons zonnestelsel verwijderd zijn. Shapley bracht hiervoor een oplossing. Hij maakte gebruik van de veranderlijke RR Lyrae-sterren die in de meeste bolhopen te vinden zijn. Wanneer de periode van een dergelijke ster gekend is, - de snelsten hebben een periode van zeven uren, de traagsten een periode van twintig uren - is ook haar absolute lichtsterkte of magnitude bepaald; dit volgens de periode-lichtsterkte-wet van Miss Leavitt (1903). Gemiddeld hebben de RR Lyrae-veranderlijken een lichtsterkte die honderd maal zo groot is als die van onze zon. Aangezien de lichtintensiteit vermindert volgens het kwadraat van de afstand, kon Shapley uit de schijnbare magnitudes van deze veranderlijken de afstand van vele bolhopen berekenen. Zij blijken duizenden lichtjaren van ons zonnestelsel verwijderd te zijn. Ook van sterrenhopen die geen veranderlijken bezitten, wist Shapley de afstanden te bepalen. Hij vond immers dat de absolute lichtsterkte van de helderste sterren in de verschillende hopen nagenoeg dezelfde is.

De bolhopen hebben een belangrijke rol gespeeld bij het zoeken naar de kern van onze galaxie. Want toen Shapley in 1917 het massacentrum van alle gekende bolhopen berekende, vond hij een punt dat zich in de richting van de Schutter moest bevinden, op een afstand van ongeveer 30.000 lichtjaren - wat vrij goed overeenstemt met de resultaten van Oort. Het was ook dank zij een bolvormige sterrenhoop dat Baade in 1953 een glimp van de melkwegkern kon waarnemen. Zoals reeds werd gezegd gaat het eigenlijk centrum schuil achter wolken interstellaire materie. De grote rijkdom aan sterren in de omgeving van de Schutter is er slechts een voorhoede van. Baade nochtans vroeg zich af of het niet mogelijk was een soort venster te vinden te midden van die donkere wolken. Zijn aandacht werd getrokken door de sterrenhoop NGC 6522 die zich nabij de ster λ in de Schutter bevindt, op een schier open plek. De roodverkleuring van het beeld wees er op dat een gedeelte van de straling door een lichte stofsluier werd geabsorbeerd. Hij moest dus de absorptie van dit interstellaire stof in de bepaling van de schijnbare lichtsterkte en de afstand verrekenen. Ziehier de uitslag van zijn onderzoek: binnen het kleine geobserveerde veld rondom NGC 6522, ongeveer even groot als het maanoppervlak, telde Baade zowat driehonderd veranderlijken, waarvan veertig procent RR Lyrae-sterren. Dit verbazend aantal van elders zo zeldzame sterren, wees op iets ongewoons, temeer daar slechts zes RR Lyrae tot de bolhoop bleken te horen. De overgrote meerderheid van de anderen bevindt zich op 27.000 lichtjaren van ons, precies de afstand waarop de kern van onze galaxie

[p. *53]

De extra-galactische nevel Messier 51 in het sterrenbeeld de Jachthonden

[p. *54]

De extra-galactische nevel NGC 4594
De gordel donkere materie geeft het profiel aan van de weinig ontwikkelde spiraalarmen

Schematisch beeld van onze melkweg