Streven. Jaargang 31

[p. 789]

Neutronensterren en ‘zwarte gaten’^(*)
De concepten en hun werkelijkheid
A. Hewish

‘Je kan niet geloven in astronomische waarnemingen vóór zij door een theorie bevestigd worden.’
A.S. Eddington

De studie van de astrofysica is zo uitermate boeiend omdat het om toestanden gaat die wij op aarde, in onze laboratoria, nooit kunnen reproduceren. Wat wij ons hier ter plaatse wél kunnen afvragen is: wat gebeurt er wanneer wij onze gewone materie alsmaar krachtiger gaan samenpersen tot de atomen letterlijk onbestaande worden en de materie een heel andere gedaante aanneemt dan die van de vertrouwde atomen en moleculen? Dat soort vragen - hoe de materie er dan zou uitzien - werd voor het eerst in de jaren dertig geopperd, kort nadat Chadwick (1930) het neutron ontdekt had. Toen begon men de mogelijkheid te overwegen van een haast volkomen ‘neutrale’ toestand van de materie, erg verschillend van de elektrisch geladen structuur met elektronen en protonen in normale atomen. Dat er sterren zouden kunnen bestaan, uit louter neutronen opgebouwd, werd toen eveneens als mogelijkheid verondersteld en de term ‘neutronenster’ was geboren.

(*) Voordracht gehouden op het Colloquium van de Vereniging voor Wis- en Natuurkundigen Lovanienses (VWNL) op 28 april 1976 en verschenen in het VWNL-cahier 02.

Flitsende sterren

De hele kwestie bleef een puur theoretische en academische aangelegenheid tot in het jaar 1967: in een onderzoeksprogramma te Cambridge uitgevoerd ontdekten wij toen, helemaal bij toeval, een aantal sterren die volgens ons huidig inzicht die hypothetische neutronensterren lijken te zijn. Zoals wel vaker gebeurt in de studie van de fysica, stonden ook wij erg verbouwereerd toen een hypothetisch verschijnsel tenslotte toch bleek voor te komen. Aangezien men op grond van een theorie nooit bij voorbaat àlle eigenschappen van een nieuwe, fysische toestand kan voorspellen, was ook in dit geval zo nauwkeurig mogelijke waarneming uitermate belangrijk.

Ik wens hier niet nog eens in detail de achtergronden te behandelen van de ontdekking van de zogeheten pulsars. Die ontdekking gebeurde eveneens te Cambridge in 1967: ik had een nieuw type radiotelescoop gebouwd, die bijzonder gevoelig was voor kosmische radiogolven met wisselende intensi-

[p. 790]

teit. Die telescoop zelf was eigenlijk ontworpen voor de studie van de zogeheten radio-galaxieën: merkwaardige, kosmische objecten die niet zozeer licht- dan wel radiogolven uitzenden. De energierijkste objecten of gebieden die wij aan de hemel kunnen waarnemen zijn precies die eigenaardige radio-galaxieën. Slechts af en toe zijn ze ook zichtbaar en worden dan quasars genoemd, quasi-stellaire objecten.¹ Bij de studie van die quasars was het dat wij onze eerste pulsar ontdekten.

Onze radiotelescoop was een vrij simpel en lang niet duur apparaat: grote delen ervan kwamen tot stand door de vrijwillige - soms onvrijwillige - medewerking van mijn studenten. De telescoop bestond grosso modo uit een groot aantal met elkaar verbonden dipool-antennes, die wel over een zeer ruime oppervlakte waren gespreid, zodat het een bijzonder gevoelig instrument werd.

Ikzelf en een student van me, Jocelyn Bell, begonnen de hele hemel af te speuren, waarbij we de sterren met een sterk wisselende straling apart noteerden. Het duurde niet lang of we hadden een aantal merkwaardig flitsende signalen ontdekt, die bij nader toezien pulsars bleken te zijn. De eerste registreerden wij op 28 november 1967: zijn straling (van radiogolven), in functie van de tijd uitgezet, vertoonde weliswaar vrij zwakke maar met zo'n regelmatige tussenpozen optredende pieken, dat wij aanvankelijk dachten een kunstmatig signaal opgevangen te hebben. Toen het toch een natuurverschijnsel bleek te zijn, verhoogden wij nog de gevoeligheid van ons instrument. Metingen over een tijdspanne van één jaar of langer uitgevoerd lieten ons toe de tussenpoos tussen twee pieken zeer nauwkeurig te bepalen. In ons eerste geval bedroeg die tussentijd 1,29 sec. (gemeten met een nauwkeurigheid van een honderd miljoenste seconde!). Tegelijk bleek dat de tussenpozen met verloop van tijd iets langer duurden: pulsar CP 0868 b.v. zal na honderd miljoen jaar flitsen met tussenpozen die dubbel zo lang zijn als thans. Het ritme van de pulsars neemt dus gestadig af.

Na onze ontdekking begon men over de hele wereld naar pulsars uit te kijken: op dit ogenblik zijn er ongeveer 150 bekend. De frequentie van hun pulserende straling verschilt merkelijk van geval tot geval: de snelste, in de krabnevel, vertoont ongeveer dertig pieken per seconde, de traagste ons bekende flitst slechts één maal om de drie en een halve seconde. In veruit de meeste gevallen zenden de pulsars alleen radiogolven uit (met golflengten variërend van enkele centimeter tot een paar meter); soms zenden ze ook X-stralen uit, wat een apart belang heeft. In slechts één geval, nog eens de pulsar van de krabnevel, wordt ook zichtbaar licht uitgezonden.

1 Cfr. P.J. Treanor, Het raadsel van de quasars, in Streven, april 1967, blz. 693-698.

[p. 791]

Zien is geloven

‘Zien is geloven’ plegen wij Britten te zeggen. De flitsen in de krabnevel hebben wij gefotografeerd met speciale stroboscopische en beeldbuis-technieken.² Op een eerste foto merkt men in het centrum van de krabnevel duidelijk drie sterren: op een tweede foto, zestien duizendste van een seconde later genomen, blijkt de uiterst rechts voorkomende ster helemaal verdwenen te zijn! Dat is het enige voorbeeld van een optische waarneming van een pulsar.

Gelukkig beschikken wij over een vrij directe methode om de afstanden van de pulsars te bepalen: ware dit niet het geval, dan zouden wij een belangrijk element voor de interpretatie ervan missen. Wij weten dat de voortplantingssnelheid van (radio)golven door de kosmische ruimte niet exact de snelheid van het licht is. De interstellaire ruimte bevat een uiterst verdund en ten dele geïoniseerd gas, dat vrije elektronen uitzendt. Bij hun doorgang door dat gas lopen de radiogolven een zekere vertraging op, die des te groter is naarmate het om golven met langere golflengten gaat. Veronderstel nu dat de pulsar twee (of meer) radiogolven met verschillende golflengten gelijktijdig uitzendt, dan zullen de golven met kortere golflengte ons eerder bereiken dan de andere. Uit het tijdsinterval tussen de aankomst van twee of meer golven (en uit de bekende dichtheid van het interstellaire gas) kan men dan de afstand van de stralingsbron afleiden. Al die veronderstellingen blijken te kloppen en zo weten wij nu dat alle pulsars een honderd tot een paar duizend lichtjaren van ons verwijderd zijn.³ Dat zijn typische sterrenafstanden in ons eigen melkwegstelsel, zodat wij weten dat het om verschijnselen binnen onze eigen melkweg gaat.

2 De stroboscopische techniek bedoelt een zeer snelle beweging of snelle opeenvolging van optische signalen zichtbaar te maken, die zich aan onze rechtstreekse, veel te trage waarneming onttrekken. In principe gebeurt de waarneming doorheen een snel roterende schijf met fijne spleetjes, die het globale beeld in een groot aantal afzonderlijke beelden of signalen verdeelt: op deze wijze kan men b.v. van een snel draaiend wiel de spaken a.h.w. zien ‘stilstaan’. De zeer geringe lichtstrekte van de stroboscopische beelden kan door beeldbuistechnieken zodanig versterkt worden dat ze zichtbaar en fotografeerbaar worden.

3 Lichtjaar: de in de astronomie gebruikelijke lengte-eenheid, bepaald als de afstand die het licht, met een snelheid van 300.000 km per seconde, in één jaar aflegt, ongeveer 9,5 × 10¹² km.

Kosmische vuurtorens

In de jaren na de ontdekking van de pulsars werden verschillende modellen ontworpen om hun eigenaardige straling te verklaren. Wat men op de eerste plaats diende te verklaren was: de regelmaat waarmee de stralingsflitsen uitgezonden worden. Het was dus uitkijken naar een zeer regelmatig lo-

[p. 792]

pende astronomische klok. Men kon zich verschillende types astronomische klokken voorstellen: de regelmaat waarmee een ster rond een andere wentelt; de regelmaat waarmee een afzonderlijke ster onder invloed van de zwaartekracht een trillende beweging uitvoert; of de regelmaat waarmee een ster om haar eigen as wentelt. Alleen het laatste model bleek tenslotte weerhouden te kunnen worden als werkelijk verenigbaar met de waargenomen feiten. Het zou dus een ster moeten zijn die snel om haar eigen as wentelt én, als een vuurtoren, een stralingsbundel met zich voert. Alle huidige theorieën stoelen op dit model: wil men de regelmatige flitsen verklaren dan dient er een systeem te bestaan dat tegelijk gebundelde energie uitzendt én om zijn eigen as draait, zodat die bundel (loodrecht of haaks geplaatst ten opzichte van de omwentelingsas) bij elke omwenteling waarneembaar voorbij flitst.

De tweede vraag werd dan: waar zo'n ster te vinden die snel genoeg wentelt om in het uiterste geval dertig flitsen per seconde te produceren? En hier ontkomt men niet aan de conclusie, dat zo'n ster alleen een neutronenster kan zijn, uit hoofde van de bekende gravitatiewetten. Alle astronomische objecten, of het nu sterren of galaxieën zijn, worden door de zwaartekracht of gravitatie bijeengehouden. Zo simpel is dat: de naar binnen gerichte aantrekking van de zwaartekracht houdt de dingen bij elkaar. Gravitatie is de lijm die je in de astrofysica nodig hebt om aan alle hemellichamen de vorm te geven die wij inderdaad waarnemen. Maar de zwaartekracht die zo'n snel wentelende ster moet bijeenhouden is gewoon niet groot genoeg tenzij het werkelijk een neutronenster is! Vóór de ontdekking van de pulsars waren de dichtste, ons bekende sterren de zogeheten ‘witte dwergen’: de materie is daar sterk samengeperst tot één ton per kubieke cm. Maar mocht je zo'n witte dwerg alsmaar sneller doen ronddraaien, dan zou hij al lang aan stukken gevlogen zijn vóór je de gewenste omwentelingssnelheid van ook maar één omwenteling per seconde (en één flits per seconde) hebt bereikt. De enige ster die, zonder uiteen te spatten, zo'n snelheid verdragen kan is een neutronenster.

Ontaarde materie

Waarom komt alleen een neutronenster in aanmerking? Om dat te begrijpen dienen we wat dieper in te gaan op de eigenschappen van de materie wanneer die aan onvoorstelbaar grote druk onderworpen wordt.

Wat gebeurt er met een brok materie wanneer de druk alsmaar toeneemt? Herinneren wij ons vooreerst dat de ‘normale’ materie hoofdzakelijk uit lege ruimte bestaat. Wat wij als een vaste stof beschouwen, een stuk ijzer b.v., bestaat in feite uit een vrij dichte en regelmatige opeenstapeling van atomen, waarvan haast de hele massa in de atoomkernen gelocaliseerd is. Het nogal grove, semi-klassieke model is wel bekend: (haast) de hele massa

[p. 793]

bevindt zich in de positief geladen atoomkernen en daaromheen cirkelen de negatief geladen elektronen als planeetjes rond een zon. In onze brok ijzer zitten de atomen niet verder op elkaar gedrukt dan tot waar hun buitenste elektronenbanen zich met elkaar versmelten. Die toestand verklaart een heleboel eigenschappen van het gewone metaal.

Wat er nu ‘theoretisch’ gebeuren kan of moet wanneer wij de materie met geweld nog verder samendrukken, wil ik hier op het simpelste niveau uitleggen. Wij kunnen uitrekenen wat er gebeuren zal, omdat het gedrag van de elektronen rond de kern geregeld wordt door de wetten van de quantummechanica. De quantummechanica gaat uit, zoals bekend, van een heel eenvoudig principe: dat fundamentele materiedeeltjes zoals elektronen en protonen, niet dienen beschouwd te worden als harde balletjes maar veeleer als een soort golfverschijnselen, waarmee een bepaalde golflengte verbonden is, volgens de beroemde vergelijking van Planck:

λ (golflengte van materiedeeltje)
= h (Plancks constante)/M(assa) × S(nelheid) van het deeltje

Als je nu de materie samenperst, moet de Planckse golflengte van de fundamentele deeltjes alsmaar korter worden om de elektronen in een steeds kleinere ruimte hun plaats te geven (in het hier beschouwde geval mogen wij de relativiteit verwaarlozen en zowel Plancks constante als de massa van het elektron als onveranderlijk behouden). Uit de vergelijking volgt dan onmiddellijk dat een alsmaar kleiner wordende golflengte van de elektronen een alsmaar grotere snelheid ervan met zich brengt. De conclusie luidt dus: als je de materie samenperst worden de elektronen alsmaar sneller. Dat leidt tot een dramatisch gevolg: terwijl de atoomkernen steeds dichter bij elkaar komen, worden de elektronen dusdanig versneld dat zij hun banen om de kernen verlaten en nagenoeg volkomen vrij door de hele ruimte gaan bewegen. Dat is nu precies wat er gebeurt op het moment dat de materie een dichtheid van één ton per kubieke centimeter haalt. Tenslotte wordt een toestand bereikt waarin alle elektronen zich vrij door de materie bewegen: deze toestand noemen wij ‘ontaarde materie’. Wordt de druk nog verder opgevoerd, dan heeft dat een tweede dramatisch gevolg. De elektronen benaderen de voortplantingssnelheid van het licht en verwerven genoeg energie om in de protonen binnen te dringen. Uit het negatief geladen elektron en het positief geladen proton ontstaat dan een nieuw en elektrisch neutraal materiedeeltje: het neutron! Maar op het moment dat dit proces doorgang heeft, gaat onze brok materie een veel geringer volume innemen: het enige wat een forse ‘ineenstorting’ verhinderde was de elektrisch geladen barrière van de elektronen. Nog verdere samendrukking van de materie (verder verzwinden van vrije elektronen) heeft voor gevolg dat welhaast de hele materie nog uitsluitend uit neutronen bestaat. De dichtheid daarvan is makkelijk genoeg te berekenen: zij ligt in de buurt van honderd miljoen ton per kubieke cm, een onvoorstelbare toestand. En het vraagt

[p. 794]

enige inspanning van onze verbeelding om te ontdekken wat zo'n materie nog zou kunnen doen!

Uit de buurt blijven

Vele fysici hebben de laatste tien jaar hun hersens gepijnigd over de mogelijke eigenschappen van zo'n neutronenster. Wat zou - om te beginnen - haar omvang zijn? Een neutronenster met dezelfde massa als onze zon (en dat lijkt een typisch geval te zijn) heeft slechts een doormeter van ongeveer 20 km. Haar materie is vanzelfsprekend volkomen in-actief, aangezien alle brandstof opgebruikt is. Qua ster is de neutronenster zo dood als je maar denken kan. Alle boeiende activiteiten, nog aanwezig zolang kernfusie aan de gang was, zijn voorgoed afgelopen: je houdt er nog alleen een bal uitgebrande asse aan over. Je verwacht dat die klomp neutronen bijzonder oninteressant is, tot niets anders in staat dan daar in de ruimte te zitten en nog verder af te koelen.

Niets is minder waar. Je hoeft je slechts af te vragen wat voor verschijnselen gaan optreden wanneer je in de buurt van zo'n ster zou belanden. Je stelt je misschien een Super Skylab van de toekomst voor die dicht genoeg bij zo'n neutronenster zou geraken om na te gaan wat er aan haar oppervlakte gebeurt. De gravitatiekracht zal er natuurlijk enorm zijn: een pluim weegt meer dan 100 ton! Laat je ze over een afstand van één cm vallen, dan bereikt ze het oppervlak met de snelheid van het licht. En je eigen gewicht - indien je erin slaagt een zachte landing te maken, zou voor een gemiddelde persoon 700 miljoen ton bedragen. Dat kan natuurlijk niet: je zou nog slechts een heel dun laagje zijn.

Belangrijker vanuit astronomisch standpunt dan de ietwat ijdele berekeningen van daarnet, is de gravitatie-gradiënt dicht bij het oppervlak.⁴ Wat die gradiënt voor effect heeft kan eveneens op eenvoudige wijze verduidelijkt worden. Stel dat onze Skylab zich om een baan om de neutronenster bevindt: dan dienen wij duizend omwentelingen per seconde te verrichten om in een vaste baan te blijven.

In die omstandigheden - menen wij allicht - zouden wij ontsnappen aan de enorme gravitatie-effecten, aangezien wij dan in de zogeheten ‘vrije val’ volkomen gewichtloos zouden zijn. We herinneren ons allemaal het vrije zweven van de kosmonauten binnen hun ruimtetuigen onderweg naar de maan. En wij menen wellicht dat wij nog even comfortabel zouden kunnen zitten blijven kijken naar het oppervlak van een neutronenster. Jammer genoeg klopt dat niet. De gravitatie-gradiënt verandert hier enorm volgens de beschouwde hoogte. De gravitatiekracht heeft alleen een nulwaarde pre-

4 In een krachtveld geeft de gradiënt van punt tot punt zowel het (veranderlijk) bedrag als de (veranderlijke) richting aan van de daar aangrijpende kracht.

[p. 795]

cies in het zwaartepunt van de beschouwde massa, het zwaartepunt dus van ons ruimtetuig. Mocht de kosmonaut zo onverstandig zijn rechtop te gaan staan, dan zal één punt in de buurt van zijn middel weliswaar gewichtloos zijn, maar zijn voeten, dichter bij de ster, zullen een sterke neerwaarts gerichte kracht ondervinden. Zijn hoofd is er verder vandaan en aan een corresponderende bovenwaarts gerichte kracht onderworpen. Als wij even uitrekenen wat dit betekent voor een mens van gemiddeld gewicht, dan worden zijn schouders omhoog getrokken met een kracht van ongeveer 300.000 ton, terwijl zijn voeten met dezelfde kracht naar beneden worden gerukt. Je wordt dus uitgerekt! Niet alleen mensen springen in die omstandigheden aan stukken, maar gelijk welke gewone materie zoals wij die kennen kàn niet bestaan in de buurt van een neutronenster. Dit is geen louter theoretische bespiegeling. Aanvankelijk dacht men nog dat rond een neutronenster wat overgebleven materie kon rondzwerven bij wijze van planeten. Nu blijkt dat in de buurt van een neutronenster alle gewone materie door getijde-krachten aan stukken wordt getrokken en daar niet kan bestaan. Dat klinkt allemaal een beetje kinderachtig, maar het geeft ons wel een idee van wat er aan de hand is. Alvorens een wat wetenschappelijker blik te werpen op wat de inwendige structuur én de omgeving van een neutronenster zou kunnen voorstellen, moeten wij nog even terugkomen op het samendrukkingsproces als zodanig, zoals wij dat leerden kennen in de studie van de geboorte en de ‘dood’ der sterren.

Geboorte en dood van een ster

Het is inderdaad belangrijk na te gaan wat er gebeurt met de materie gedurende het samendrukkingsproces. Je kan de materie immers niet gelijkmatig samendrukken zonder ook haar inwendige structuur te wijzigen. Dat bleek van enorm belang te zijn in de studie van de sterren. De zwaartekracht probeert voortdurend de ster in elkaar te doen storten en dat proces voert eventueel tot wat wij de dood van een ster noemen.

Nemen wij als uitgangspunt de ‘gewone’ sterren met veranderlijke massa. Wat gebeurt er met een ster die ongeveer het gewicht van onze zon bezit? Wij weten dat de zon niets anders is dan één grote kernfusie-reactor. De simpelste atoomkernen - van waterstof - worden voortdurend in heliumkernen omgezet. Er moet ooit een tijd komen dat die kernbrandstof verbruikt geraakt en de kernfusie ophoudt: dan zal de zwaartekracht de zon tot een klein volume proberen samen te persen. Het resultaat van dat proces, voor sterren van dezelfde grootte-orde als onze zon, zijn de reeds vermelde ‘witte dwergen’. Een witte dwerg heeft ongeveer dezelfde doormeter als onze aarde, en bestaat uit de bovenvermelde ‘ontaarde materie’, waarin de elektronen zich vrij bewegen doorheen een roosterwerk van positieve atoomkernen. Was de ster evenwel heel wat zwaarder dan onze zon, dan

[p. 796]

zal zij door een ineenstorting onder invloed van de gravitatie (en bij ontstentenis van inwendige thermische tegendruk door kernfusie) kritische dichtheden gaan bereiken, waardoor in het centrum van die ster neutronen gevormd worden. Daar wordt een neutronenster geboren die echter, zoals wij reeds zagen, ineenstort tot een uiterst klein volume. Door die ineenstorting die uitermate snel verloopt, valt de hele ster in elkaar in een fractie van een seconde: letterlijk een implosie naar het centrum toe. Die implosie maakt enorme energiebedragen vrij en geeft aanleiding tot een super nova-explosie. De uitbarsting begint meteen een schokgolf die in de ruimte uitdeint en in het centrum een neutronenster achterlaat. Zo ziet volgens ons, grof geschetst, het einde van een massieve ster eruit. Ik heb het hele proces hier uitermate vereenvoudigd weergegeven.

Gaan we uit van een nog veel massiever ster, dan zou haar ‘dood’ bestaan uit haar ineenstorting en haar verdwijning tot het beruchte ‘zwarte gat’. Een veel hypothetischer einde, waarover ik het hier verder niet zal hebben.

De wetenschappelijke status van het ‘zwart gat’ is vooralsnog veel minder zeker dan die van de neutronenster. Ter verklaring van dit hypothetisch astronomisch object is de relativiteit onontbeerlijk. Zelfs de neutronen zouden door de gravitatiekrachten vernietigd worden, en in die toestand zouden alle bekende fysische wetten het laten afweten. Gravitatiekracht en dichtheid (massa per volume) zouden ‘oneindig’ groot worden, zodat geen enkele energie of materie een zwart gat nog kan verlaten en dit bijgevolg aan alle beproefde waarnemingsmethoden zou ontsnappen. Van dat ‘zwart gat’ zei
Sir A.S. Eddington: ‘Ik ben geneigd aan te nemen dat het haast een “reductio ad absurdum” is van de formule van de relativistische ontaarding. Verschillende gebeurtenissen kunnen tussenbeide komen om de ster te “redden”, maar ik voel behoefte aan een betere bescherming. Ik meen dat er ergens een natuurwet moet zijn, die de ster belet zich op die absurde wijze te gedragen’. Of Eddington gelijk heeft weten wij vooralsnog niet?⁵

5 Voor een kritische en overzichtelijke samenvatting van recente auteurs over ‘zwarte gaten’ cfr. Martin Gardner, The Holes in Black Holes, in The Newyork Review, sept. 29,1977, blz. 22-24.

Van binnen en van buiten

Fysici van de hele wereld, specialisten van de vaste (materie)toestand, hebben een heleboel denkwerk verricht over de inwendige structuur van een neutronenster. De doormeter zou ongeveer 20 km bedragen. Een buitenste schil bestaat waarschijnlijk uit materiaal met de meest stabiele ons bekende

[p. 797]

atoomkern, ijzer met atoomgewicht 56.⁶ Deze schil zou dus een soort ‘gewoon’ ijzer zijn, dat sterk is samengedrukt. Onder die schil zou een tweede concentrische zone zitten, voornamelijk bestaande uit een roosterwerk van positieve kernen met vrij beweeglijke elektronen (ontaarde materie): dit materiaal zou erg lijken op dat van de ‘witte dwergen’, ofschoon het ook sterker zou samengedrukt zijn. Nog dieper zouden wij terechtkomen in de zone van louter neutronenmateriaal, en daar zou zich in hoofdzaak de massa van de neutronenster bevinden. Waarschijnlijk is de buitenste schil van die neutronenkern vloeibaar (een soort supervloeistof zoals vloeibaar helium II) en de binnenste vast, maar erg zeker is dat niet. Helemaal in het centrum zouden fundamentele deeltjes van een hogere orde dan de neutronen kunnen aanwezig zijn, de zg. hyperonen.⁷ Maar daarover weten wij echt te weinig. De belangrijke zone is die van het neutronenmateriaal, dat het grootste deel van de massa bevat en waarschijnlijk in aanzienlijke mate vloeibaar is.

Een aantal kenmerken, van groot belang voor de omgeving van de ster, spruiten voort uit haar ontstaansgeschiedenis. Omdat de neutronenster ontstond door de ineenstorting van een ster als onze zon, zal ook zij een bepaalde rotatie-energie en een bepaald magnetisch veld bezitten. Nemen wij als voorbeeld onze zon met een rotatie-snelheid van ongeveer één omwenteling per maand, een magnetisch veld van 0,01 Tesla en een straal van ongeveer één miljoen km.⁸ Indien zo'n ster tot een neutronenster ineenstort, kan haar magnetische flux onmogelijk verdwijnen.⁹ (Eén van de dingen die je in de astrofysica leert is: dat je een magnetisch veld of magnetische flux nooit kwijt kunt raken!) De totale magnetische flux blijft dus behouden, maar hij raakt wel uitermate geconcentreerd omdat hij door een veel geringer volume gaat stromen. Het magnetisch veld van de neutronenster zal ongeveer tien miljard maal sterker zijn: aan de oppervlakte zal je een magnetisch veld aantreffen van ongeveer 100 miljoen Tesla. Omwille van het behoud van de bewegingsenergie zal de ster ongeveer tienduizend omwentelingen per seconde gaan uitvoeren. Dat waren vrij simpele aflei-

6 Fe 56 slaat op ijzeratomen, waarvan de kern 26 protonen en 30 neutronen bevat, en die dus het atoomgewicht 56 bezitten, ten opzichte van de conventionele gewichtseenheid, die voor zuurstof aan 16 wordt gelijkgesteld.

7 Men pleegt de lementaire deeltjes, volgens hun zogeheten rustmassa, te onderscheiden in leptonen (massa kleiner dan of gelijk aan die van het elektron), mesonen (massa begrepen tussen die van elektronen en proton) en hyperonen (massa groter dan die van het neutron maar kleiner dan die van het deuteron, de proton-neutronkern van waterstof).

8 Tesla: de internationale eenheid (zogeheten SI-eenheid, van het Système Internationale d'Unités, gebaseerd op K(ilogram), M(eter), S(econde) en A(mpère)) van een in een middenstof geïnduceerd magnetisch veld doorheen een oppervlakte-doorsnede.

9 De magnetische flux is een maat voor de ‘dichtheid’ van de magnetische krachtlijnen in een doorsneden oppervlak.

[p. 798]

dingen gebaseerd op de ineenstorting van een gewone ster: zij moet een grote omwentelingssnelheid en een zeer sterk magnetisch veld bezitten.

Historische explosie

Wat voor empirische bevestigingen hebben wij van de correctheid van het eerder geschetste beeld? Natuurlijk zijn er de pulsars, de waargenomen regelmatige stralingsflitsen. Mocht dat een beetje mager lijken als bewijs, dan hopen een aantal andere aanwijzingen zich geleidelijk op. Het sterkste argument voor de juistheid van onze idee van de neutronenster zit in de krabnevel, waar wij een pulsar aantreffen precies in het centrum van een supernova-explosie. Dit is een bijzonder sterke bevestigende omstandigheid (circumstantial evidence). De supernova van de krabnevel is een van de best gedocumenteerde van de sterrenkunde. De explosie zelf werd door Chinese en andere astronomen waargenomen in 1054¹⁰: wij zien ze nu nog als een uitdeinende, lichtende wolk, die bestaat uit de resten van die uitbarsting.

Wat de astronomen vele jaren lang onbegrijpelijk voorkwam, was de oorsprong van het witte licht dat door het centrale gedeelte van de nevel wordt uitgezonden. Wit licht - dat weten wij - wordt veroorzaakt door bewegende elektronen in de nevelwolk, wanneer die daar onder magnetische invloeden van richting veranderen. Een beweging van geladen deeltjes (als elektronen) met wisselende snelheden, noemen wij synchrotonstraling. Men kan makkelijk uitrekenen wanneer die elektronen geleidelijk hun hele energie moeten verloren hebben en dus hun uitstraling van wit licht moeten stopzetten: na ongeveer honderd jaar (ik bespaar de lezer het detail van die berekening). Maar hier hebben we een nevel waarvan de elektronen licht uitstralen en dit blijven doen sinds 900 jaar! Iets moet dus voortdurend voor de levering van snelle elektronen instaan. Ergens in de nevel is er iets dat dit presteert, en wij kunnen de daartoe benodigde energie berekenen. En dat bedrag blijkt exact de hoeveelheid te zijn, die wij bekomen wanneer wij veronderstellen dat de geleidelijke vertraging van de omwentelingssnelheid van de neutronenster die energie heeft afgestaan. Wanneer een roterend lichaam langzamer gaat wentelen, verliest het vanzelfsprekend een deel van zijn bewegingsenergie. Die moet ergens naartoe en in ons geval blijkt het energieverlies van de roterende neutronenster precies gelijk te zijn aan dit energiebedrag dat door de krabnevel als wit licht wordt uitgezonden. Dat is toch een bijzonder sterk argument. Jammer genoeg kennen wij geen andere goede voorbeelden van pulsars in het centrum van een supernova-explosie. Maar er zijn nog andere aanwijzingen.

10 Aanvankelijk was de helderheid van de plots aan de hemel verschenen ‘ster’ zo groot dat zij ook overdag met het blote oog waargenomen kon worden.

[p. 799]

Een ervan houdt verband met het eerder vermeld theoretisch model van de inwendige structuur van een neutronenster. Wij zagen dat de neutronenster kort na haar ontstaan zeer snel roteert en dat zij een starre buitenste en waarschijnlijk een vloeibare binnenste schil bevat. In haar geheel moet zij de vorm aannemen van een afgeplatte ellipsoïde, want elk snel roterend lichaam, onderworpen aan middelpuntvliedende krachten, neemt zo'n vorm aan. Wanneer de neutronenster langzamer gaat draaien, vertoont ze de neiging een volmaakter bolvorm aan te nemen: inderdaad, mocht ze ooit volkomen bewegingloos worden, dan zal de bolvorm haar definitieve gedaante zijn. Terwijl de ster dus langzamer wentelt en dientengevolge haar vorm wijzigt, zullen spanningen ontstaan in de buitenste starre schil. Men verwacht dat de buitenste schil af en toe zal doorbreken. Op dat moment gebeurt er een plotse overgang van de vroegere stervorm naar een volgende die ietwat sferischer is. Als de buitenste schil plots wat sferischer wordt en blijft rondwentelen rond een massieve, vloeibare kern, zal zij op dat moment een klein beetje sneller gaan ronddraaien. Dat volgt inderdaad uit de wet van behoud van bewegingsenergie: wanneer zo'n ‘beving’ optreedt (wij noemen dit niet een aard- maar een sterbeving), waardoor de buitenste schil het begeeft, dan moet de omwentelingssnelheid van die schil een tikkeltje groter worden. Doordat de zware, vloeibare kern met nagenoeg constante snelheid wentelt en dit blijft doen, zal hij de buitenschil afremmen tot na een tijdje de normale toestand hersteld is. De dynamica van dat hele proces werd in detail uitgewerkt. En kijk, een aantal waargenomen verschijnselen lijken daar heel goed op. Uit bijzonder nauwkeurige metingen in de krabnevel blijkt inderdaad dat de pulsar soms kortstondige veranderingen van omwentelingssnelheid vertoont, die heel goed in het net beschreven beeld passen. Er zijn andere pulsars, waarvoor men een lichtjes verschillend model nodig heeft om te verklaren wat men ziet, maar de algemene dynamica van hun omwenteling en de daarbij te verwachten vormveranderingen lijken toch door rechtstreekse waarneming bevestigd te worden. Ik meen dat wij een behoorlijk vertrouwen mogen hebben in de fundamentele juistheid van onze neutronenster-idee, als blijkt dat zelfs details als de zojuist beschrevene waargenomen en gemeten kunnen worden. Plaatsgebrek verhindert mij daar nog verder over uit te weiden.

Onopgehelderd vuurtoren-effect

Ik meen dat onze ideeën over de oorsprong van neutronensterren binnen supernova's, over de dynamica van hun omwenteling en hun omwentelingssnelheid, fundamenteel juist zijn. Maar hét grote mysterie blijft: waarom zenden zij überhaupt straling uit, radio-golven en soms X-stralen en lichtgolven? Waarom zit die straling in een welomschreven bundel? Wat is het eigenlijke mechanisme van het waargenomen vuurtoren-effect? Dit zijn

[p. 800]

de dingen die wij hoegenaamd nog niet doorhebben. Alvorens daarop in te gaan, wil ik toch nog even wijzen op de rijkdom aan (onbegrepen) informatie die de pulserende signalen blijken te bevatten. Zo merkt men b.v. dat honderd opeenvolgende flitsen van onze eerste pulsar weliswaar elk 15 tot 20 duizendste van een seconde duren, maar dat de vorm zelf van die regelmatige flitsen op heel korte tijd erg verschillend kan zijn. Blijkbaar kunnen in de nabijheid van een neutronenster razend snelle veranderingen van de toestand optreden. Onze pulsar in de krabnevel zendt zowel X-stralen, lichtgolven, gammastralen als radiogolven uit: ze vertonen alle in elke flits twee duidelijke en gelijktijdig optredende pieken. Wij begrijpen niet waarom, maar zo gebeurt het nu eenmaal. Wij kunnen tenslotte ook de polarisatietoestand van de uitgezonden straling meten: ze is vaak rechtlijnig gepolariseerd (trillend in één vlak) en soms kantelt het polarisatievlak gevoelig én regelmatig van het begin naar het einde toe van de flits. De pulsarstraling varieert zo veelvuldig en zo snel, dat men in Amerika geprobeerd heeft al die informatie te visualiseren op een gekleurd TV-scherm. Ik ben niet zeker dat dit een bijzonder wetenschappelijke werkwijze is, maar je verkrijgt wel aantrekkelijke beelden!

Bij wijze van conclusie dan maar hét grote probleem: waarom zenden pulsars straling uit? Van een ding zijn we zeker: ze doen het niet omdat zij heet zijn. Sterren doen dat wel. Pulsars kunnen geen thermisch veroorzaakte straling uitzenden, die een veel hogere temperatuur vereist. Waar zou die straling dan wel vandaan kunnen komen?

Uit mijn beschrijving van de lichtende krabnevel bleek dat er in de buurt van de pulsar hoe dan ook elektrische ladingen moeten voorkomen, die zich op regelmatige en welbepaalde wijze bewegen. Hoe dit gebeurt weten wij nog niet maar de theorie suggereert dat er rond een neutronenster een goed ontwikkelde atmosfeer bestaat. Dat zoiets mogelijk is klinkt nogal verwonderlijk en lijkt in tegenspraak met wat ik bij de aanvang zei over de enorme gravitatiekracht die elke atmosfeer schijnt uit te sluiten. Maar de neutronenster met haar uiterst krachtig magnetisch veld is eveneens een vrij roterende dynamo, die aan de oppervlakte uitermate sterke elektrische velden opwekt. En die velden kunnen inderdaad geladen deeltjes, elektronen en protonen, wegrukken van het oppervlak van de ster waar ze juist aangetroffen kunnen worden. Dit heeft voor gevolg dat er rond de ster een atmosfeer ontstaat, waarin je b.v. voornamelijk (negatieve) elektronen rond de evenaar en (positieve) protonen in de poolgebieden aantreft. Wat wij van die atmosfeer nog kunnen zeggen is dat zij zal proberen met de ster mee te wentelen (dit volgt uit de tot in het detail uitgewerkte elektrodynamica, die ik hier niet in het kort kan weergeven). Wij verwachten dus dat de atmosfeer met dezelfde snelheid ronddraait als de ster zelf. Maar dat is een situatie die op vrij korte afstand van de ster gewoon onmogelijk wordt: de materie zou daar sneller gaan bewegen dan het licht, wat volgens de

[p. 801]

relativiteitsleer niet kan. De conclusie luidt dus: ergens, niet al te ver van de ster, stroomt materie weg, waarschijnlijk in de vorm van geladen deeltjes, vanuit de neutronenster-atmosfeer. Dit is het soort proces dat de snel bewegende elektronen in de krabnevel zou kunnen verklaren.

Kan dit proces tenslotte ook verklaren hoe een gebundelde straling ontstaat en wàt nu eigenlijk die bundel zo wel omschreven houdt? Ik moet toegeven dat er nog geen zeker antwoord bestaat op dit moeilijk probleem: het gaat daar inderdaad om een elektro- en plasmadynamica in relativistische omstandigheden en in de buurt van een neutronenster.¹¹ Dit werd nog niet bevredigend uitgewerkt.

Eén mogelijkheid zou er ongeveer als volgt uitzien. Veronderstel dat de magnetische as van een neutronenster haaks staat op de omwentelingsas van de ster. De door het sterke magneetveld opgewekte elektrische velden kunnen aan de magnetische polen geladen deeltjes wegslingeren, en deze deeltjes zullen de neiging hebben de ster te verlaten in de richting van de magnetische krachtlijnen. Zoals bekend bewegen elektrisch geladen deeltjes zich in een spiraal rond de richting van het magnetisch veld. Het is dus best mogelijk dat pakken ladingen alsmaar sneller gaan bewegen bij de polen van de ster en daar de ster gaan verlaten. Indien dit gebeurt, zullen zij straling uitzenden en versneld worden bij hun omwenteling door de ruimte. Uit de elektrodynamische behandeling van het fenomeen volgt dat je dan één of twee stralingsbundels bekomt, die in de richting van de magnetische polen naar buiten treden. Vele bestaande verklaringsmodellen stoelen op deze theorie.

Toch is dit niet de enige theorie en andere modellen worden reeds bediscussieerd. Eén ervan neemt als uitgangspunt de zogeheten kritische cirkel rond de neutronenster waar de materie net de snelheid van het licht gaat bereiken. In de veronderstelling dat deeltjes uit een haaks op de omwentelingsas gelegen magnetisch veld ontsnappen, zouden er kritische gebieden kunnen zijn, op de snijpunten van die cirkel en de magnetische krachtlijnen waarlangs de deeltjes bewogen: en daar zouden de deeltjes in de ruimte geslingerd worden. Dit proces zou eveneens twee gelocaliseerde en diametraal tegenover elkaar gelegen stralingsbundels opleveren. Dit soort model impliceert een stralingsbron die veel verder van de ster verwijderd is dan in de eerste theorie. Eerlijk gezegd, wij weten er bitter weinig van. Mijn mening is dat wij slechts dan antwoorden op die problemen mogen verwachten, wanneer we de elektrodynamica veel verder in detail uitgewerkt zullen hebben.

Wij hebben hier een fraai voorbeeld van hoe het er in de fysica aan toe-

11 Een bijna volkomen geïoniseerd gas, met evenveel elektronen als vrije ionen, heet plasma. Bij kernfusie ontstaat plasma met zeer hoge (miljoenen graden) temperatuur. Van de (nog niet gerealiseerde) beheersing van de plasma-toestand verwacht men een optimaal gebruik van kernenergie.

[p. 802]

gaat: al ver gevorderd met de oplossing van het neutronensterprobleem, blijven wij geplaagd zitten met bijzonder moeilijke en belangrijke verschijnselen, waaraan het o.m. te danken is dat die sterren überhaupt waargenomen kunnen worden! Zoiets gebeurt wel vaker in de fysica, waar bepaalde grote vragen een antwoord krijgen, en belangrijke, kleinere vragen helemaal niet. Er ligt nog een heel werkveld braak in de fysica van de pulsars. Het is een prachtig werkveld. Een beetje frustrerend wellicht is het feit dat de kleinste ons bekende sterren ons sommige van de grootste problemen in de astrofysica blijven opgeven.