2010-01 MIRA Ceti sprak met... Sven De Rijcke


Wanneer we willen te weten komen hoe ons heelal in mekaar zit, concentreren we ons dan best op de wereld van het heel grote of is het meer aangewezen om te focussen op de wereld van het heel kleine? Om een antwoord te krijgen op die vraag trok MIRA Ceti naar Gent, alwaar wij een afspraak hadden met Sven De Rijcke (35 jaar). Sven is als docent verbonden aan de Vakgroep Wiskundige Natuurkunde en Sterrenkunde van de Universiteit Gent, en in zijn onderzoek legt hij zich toe op de kleinste leden van de grootste categorie bewoners in het heelal: elliptische dwergsterrenstelsels. Nochtans begon hij zijn doctoraat met het bestuderen van de dynamica van reuzensterrenstelsels. Moet het adagium “Bigger is better” misschien toch best vervangen worden door “Small is beautiful”? 

 

Sven De RijckeVoor vele astronomen blijft het misschien bij een droom, maar jij hebt voor jouw onderzoek, Sven, al gebruik kunnen maken van de beste telescoop ter wereld, de Very Large Telescope in Chili?

 

Inderdaad. Tijdens het laatste jaar van mijn doctoraat heb ik zelf voorgesteld om mij voortaan toe te leggen op dwergsterrenstelsels. Vervolgens heb ik bij de ESO een groot waarnemingsproject voorgesteld, en de wetenschappelijke commissie heeft dat project goedgekeurd. Het resultaat was dat ons team 29 nachten tijd toegewezen kreeg op de VLT om elliptische dwergsterrenstelsels waar te nemen. Het was daarbij de bedoeling om de methode die ik tijdens mijn doctoraat ontwikkeld had voor reuzenstelsels toe te passen op dwergstelsels. Uit de spectra die we via de VLT konden verkrijgen was het mogelijk om dingen te achterhalen zoals de leeftijd van de sterren, hoe de sterren doorheen die kleinere stelsels bewegen, enz. Indirect konden we dan ook de aanwezige hoeveelheid donkere materie afleiden, om dat dan allemaal te vergelijken met hetgeen we weten over reuzenstelsels.

 

De studie van sterrenstelsels is van cruciaal belang om de werking van het heelal te begrijpen?

 

Zeer zeker. Het actueel gangbare model dat ons heelal beschrijft is het zogenaamde Lambda-CDM model, wat we ook wel het concordantiemodel noemen. Daarbij gaan we ervan uit dat 5% van al wat in het heelal zit zichtbare, gekende materie is, 25% donkere materie en 70% donkere energie. Het resultaat is een heelal dat na de oerknal een inflatiefase kent en vervolgens expandeert. Maar dat proces vertraagt geleidelijk tot het heelal zo’n acht miljard jaar oud is, dan krijgt de kosmologische constante de overhand en begint het heelal versnellend uit te dijen. In een dergelijke context willen wij het ontstaan en de evolutie van sterrenstelsels beschrijven. En het model dat daaruit naar voren is gekomen, is er één van hiërarchische versmelting.

Ervan uitgaande dat donkere materie wel degelijk bestaat zijn de eerste structuren die ontstaan kleine wolkjes van donkere materie. De gewone materie, het gas, valt dan in op die wolkjes donkere materie en gaat sterren vormen. Door hun onderlinge zwaartekracht worden die dwergstelsels naar mekaar toe getrokken, ze versmelten en vormen iets grotere sterrenstelsels. En zo ontstaat geleidelijk een soort versmeltingsboom. De sterrenstelsels van vandaag zitten op de stam van die boom. Als we terugkijken in de tijd zien we dat het stelsel van vandaag bv. het resultaat is van het samensmelten van twee stelsels in een eerder stadium. Dat is een eerste vertakking waarbij we terecht komen bij de voorouders van het huidige stelsel. Die vorige stelsels zijn op hun beurt ook weer samengesteld uit verschillende voorouders, enz. Als we sterrenstelsels bekijken met heel hoge roodverschuivingen, dan zitten we in een periode van slechts een paar honderden miljoenen jaren na de oerknal en hebben we te maken met de eerste dwergstelsels die zijn ontstaan. Die stellen dan de blaadjes van de boom voor.

 

Waarom ben jij vooral geïnteresseerd in dwergsterrenstelsels?

 

Omdat voor de studie van de evolutie van sterrenstelsels de grote exemplaren niet zo erg interessant zijn. Als er zich bv. ergens in onze Melkweg een supernova voordoet, dan heeft zo’n krachtige sterexplosie natuurlijk wel lokaal enige invloed op nabijgelegen gas en sterren, maar voor het sterrenstelsel op zich maakt dat omzeggens niets uit. Het zwaartekrachtsveld van een reuzensterrenstelsel is immers zo sterk, dat er bijna geen gas aan ontsnapt ten gevolge van supernova-uitbarstingen. Voor dwergsterrenstelsels is dat een heel ander verhaal: als daarin een paar supernova’s afgaan komt er voldoende energie vrij om alle gas eruit weg te blazen. Een mooi voorbeeld hiervan vinden we bij het schijfvormige dwergstelsel M82 in Ursa Major. In het centrum worden heel veel sterren gevormd en doen er zich bijgevolg ook veel supernova’s voor. Op foto’s is duidelijk te zien hoe gas daar aan twee kanten, loodrecht op de sterrenschijf, langs de rotatieas weggeblazen wordt.

Door na te gaan welke impact stervorming heeft op de evolutie van het stelsel kunnen we a.h.w. de interne keuken van sterrenstelsels bestuderen. Stervorming is een zelfregulerend proces: wanneer stervorming op gang komt, zijn er ook veel supernova-explosies. Daardoor wordt het gas verhit en weggeblazen. Resultaat: het gas is te ijl en te heet om nog sterren te vormen, en het stervormingsproces valt stil. Zo krijgt het gas de tijd om af te koelen en weer samen te trekken, en als de geschikte temperatuur en dichtheid bereikt is gaat er weer stervorming plaatsvinden. Als we bij het waarnemen van dwergstelsels aan de hand van de sterren die er deel van uitmaken de geschiedenis van hun stervorming reconstrueren, dan blijkt die effectief gefluctueerd te hebben zoals gesteld in onze modellen.

Daarnaast kunnen we ook bestuderen hoe sterrenstelsels door hun omgeving beïnvloed worden. In het geval van reuzenstelsels speelt dat effect natuurlijk ook, maar bij dwergstelsels is die externe invloed echt een belangrijke en heel zichtbare factor. Wanneer een dwergstelsel in de buurt van een reuzenstelsel komt, zal ten gevolge van de sterke getijdenkrachten het dwergstelsel uitgerekt en vervormd worden, en finaal behoorlijk wat sterren, gas en ook donkere materie kwijtspelen.

En er blijkt een onmiskenbaar verband te bestaan tussen de vorm van dwergstelsels en de dichtheid van sterrenstelsels in hun omgeving, hetgeen we de morfologie/dichtheidsrelatie noemen.

Onze Lokale Groep is een eerder ijle omgeving met twee reuzenspiralen – onze Melkweg en het Andromedastelsel, een wat kleiner spiraalstelsel – M33, en al de rest zijn dwergstelsels. Van die dwergen zijn er slechts drie elliptische stelsels, alle drie satellieten van Andromeda. Voorts vinden we een redelijke hoeveelheid zogenaamde sferoïdale dwergstelsels, die bijzonder lichtzwak zijn. En dan hebben we nog de dwergstelsels die onregelmatig van vorm zijn. Daarin vormen zich hier en daar sterren, met als resultaat dat ze door die actieve stervorming geen mooi symmetrische structuur hebben.

Het is opvallend dat de elliptische en sferoïdale dwergen in de periferie van de reuzenstelsels voorkomen, terwijl de onregelmatige dwergen er op grotere afstand van de reuzenstelsels redelijk vrij tussenhangen. In een lage dichtheidsomgeving zoals onze Lokale Groep vormen zij de meerderheid. Als we kijken naar een cluster van sterrenstelsels met een heel hoge dichtheid zoals de Comacluster, dan observeren  we dat de overgrote meerderheid van de dwergen daarin van de elliptische en de sferoïdale soort zijn, met zo goed als geen onregelmatige dwergstelsels.

Die blijkbaar heel sterke relatie tussen de dichtheid in een cluster van sterrenstelsels en de morfologie van de dwergen toont duidelijk aan dat de omgeving een belangrijke invloed heeft op de evolutie van dwergstelsels. Op een paar honderd miljoen jaar kan een vrij afgeplatte schijf zoals bij de onregelmatige dwergen door interacties met andere stelsels evolueren naar een meer afgeronde vorm zoals bij de elliptische en sferoïdale dwergen. Het gravitationeel verstoren van banen van de sterren in zo’n onregelmatige dwerg zorgt ervoor dat hij ronder van vorm wordt. Datzelfde onregelmatige dwergstelsel krijgt bovendien bij het rondreizen doorheen de cluster te maken met ijl, heet intergalactisch gas. Dat gas veroorzaakt een dusdanige druk binnen het dwergstelsel dat het aanwezige gas in het stelsel zelf weggeblazen wordt, met als resultaat dat het stervormingsproces stilvalt.

Theoretisch kunnen we dat allemaal mooi berekenen en beschrijven, maar we willen natuurlijk via het verrichten van waarnemingen controleren of onze modellen ook overeenkomen met de werkelijkheid.

 

Voor dit soort waarnemingen heeft de technologische vooruitgang van het telescopenpark ongetwijfeld een grote rol gespeeld?

 

Dat was de cruciale parameter. In 1989 werd op La Silla in Chili de Europese New Technology Telescope in gebruik genomen, die uitgerust is met een spiegel van 3,6 m diameter. Dat is niet uitzonderlijk groot, maar het bijzondere aan deze NTT is dat hij voorzien werd van CCD-camera’s en niet langer van fotografische platen, hetgeen de lichtgevoeligheid aanzienlijk verhoogde. Daarnaast werd bij de NTT voor het eerst het principe van actieve optiek toegepast: de spiegel wordt daarbij voortdurend gecorrigeerd door beweegbare ondersteuningspunten om allerlei verstoringen tegen te gaan, bv. door temperatuurschommelingen of bij het kantelen van de zware spiegel. En dan is er ook nog de speciale vorm van het bouwwerk waarin de telescoop opgesteld staat. Het is geen klassieke koepel, maar wel een vierkante bak met sleuven erin. Die eigenaardige constructie zorgt voor een zeer gelijkmatige luchtstroom doorheen de hele ruimte met als resultaat een supergoede seeing boven de telescoopspiegel. Dat men daarin heel ver gaat mag blijken uit de bordjes die in de buurt van het toilet uithangen: “Close door of toilet – this is not a joke”. Inderdaad, als je de deur van het toilet laat openstaan, verander je de doorstroming van de lucht.

Het onderzoek naar reuzensterrenstelsels tijdens mijn doctoraat heb ik volledig met de NTT kunnen verrichten, daarvoor was die telescoop uitermate geschikt. Maar ondanks alle spitstechnologie van toen was het met die telescoop niet mogelijk om binnen een aanvaardbaar tijdsbestek bruikbare foto’s te maken en spectra te bekomen van dwergsterrenstelsels. De VLT bestaat uit vier grote 8,2 m telescopen, en is dus veel groter dan de NTT. Met zo’n telescoop is het wel mogelijk om dwergstelsels te bestuderen. Toen wij in 2001 met ons onderzoeksprogramma begonnen, was het dus in feite de eerste keer dat met behulp van de nieuwe generatie reuzentelescopen systematisch dwerggalaxieën werden onderzocht.

 

En wat kan de VLT op één nacht presteren?

 

Op één nacht konden wij het spectrum nemen langs de lange en de korte as van een dwergstelsel in een cluster buiten de Lokale Groep. Zelfs voor een 8,2 m telescoop die uitgerust is met uiterst gevoelige CCD’s en een systeem van actieve en adaptieve optiek blijft dat toch een serieuze opdracht. Met adaptieve optiek wordt bedoeld dat de atmosferische trillingen die de waarnemingen storen continu weggefilterd worden door gebruik te maken van een speciale sensor. Wij maakten daarbij ook gebruik van holografische diffractieroosters die zowat 90% van het licht doorlaten en een heel hoge resolutie hebben. Zo’n hoge resolutie is nodig als je het spectrum wil bekomen van een dwergstelsel waarin de sterren bewegen met extreem lage snelheden in de orde van 20 à 50 km per seconde. Vergelijk dat even met de 200 km per seconde waarmee de Zon door onze Melkweg snelt, en je begrijpt het probleem. Het is eigenlijk een combinatie van factoren: het zijn intrinsiek lichtzwakke objecten, ze staan op respectabele afstanden – in ons geval ging het om stelsels in de Fornax-cluster op 15 à 20 miljoen lichtjaar, en de sterren waaruit ze bestaan zijn vrij metaalarm, wat wil zeggen dat de absorptielijntjes die we meten veel zwakker zijn dan bij sterren in ons eigen sterrenstelsel. Het is nu net uit de breedte van die absorptielijnen dat we de snelheid van de sterren kunnen achterhalen. Zoals de naam het zegt zal een absorptielijn bij een bepaalde golflengte licht absorberen. Sterren die van ons wegbewegen absorberen licht op een iets langere golflengte, terwijl sterren die naar ons toe bewegen licht absorberen op een iets kortere golflengte. Netto heeft dat als gevolg dat de absorptielijnen telkens een beetje breder worden. En het is door de vorm van die verbrede absorptielijnen te vergelijken met die van een niet verbrede lijn in een sterspectrum dat als referentie dient dat je de snelheidsverdeling van de sterren doorheen het sterrenstelsel kan afleiden. Als we dat doen langs verschillende gezichtslijnen doorheen het stelsel en kijken naar hetgeen er verandert, kunnen we op basis van die waarnemingen een model maken met daarin informatie over hoe de sterren verdeeld zitten over allerlei banen en over de massaverdeling met het bijhorende zwaartekrachtsveld.

Wij konden achterhalen hoe de sterren bewegen langs de lange en de korte as van zo’n elliptisch dwergsterrenstelsel tot op ongeveer twee halflichtstralen. Eén halflichtstraal is de straal die de helft van het uitgestraalde licht bevat. In het centrum van het stelsel zitten de meeste sterren, dus het zwaartekrachtveld in die omgeving wordt grotendeels door sterren bepaald. Hoe verder naar buiten, hoe meer de lokale zwaartekracht gegenereerd wordt door donkere materie. Als we dus willen weten hoeveel donkere materie er in zo’n dwergstelsel zit en hoe die daarin verdeeld zit, moeten we proberen ook zoveel mogelijk te weten te komen over de meer naar buiten gelegen delen ervan.

 

Als je het vergelijkt met reuzenstelsels, zit er dan meer of minder donkere materie in die dwergstelsels?

 

Bij de elliptische dwergstelsels blijkt dat binnen de straal dat wij konden kijken – die twee halflichtstralen – ongeveer de helft gewone materie en de helft donkere materie te zijn, en dat is zowat de zelfde verhouding als bij de reuzenstelsels. Bij nog lichtzwakkere systemen stellen we vast dat er steeds meer en meer donkere materie is in vergelijking met de hoeveelheid sterren die we zien.

 

Zijn er sterrenstelsels die uitsluitend bestaan uit donkere materie?

 

Ze bestaan wellicht, maar we hebben er nog nooit één waargenomen. Zelfs de kleinste dwergstelsels die men in de Lokale Groep kan ontdekken, bevatten nog altijd sterren. Ze worden ontdekt doordat het kleine hoopjes van sterren zijn, slechts enkele duizenden in totaal, die we relatief snel zien bewegen. Daaruit kan afgeleid worden hoeveel materie er in feite nodig is om die sterren bij elkaar te houden, en dan blijkt dat je honderden keer meer massa nodig hebt dan de massa die er in die sterren zit. Het zijn dus dwergstelseltjes die ongemeen sterk door donkere materie gedomineerd zijn, maar toch ook sterren hebben.

 

Nochtans heeft men al enkele keren aangekondigd dat er een stelsel van donkere materie ontdekt is?

 

De paar keer dat men dat inderdaad aangekondigd heeft bleek het telkens te gaan om gaswolken die zo snel roteren dat dit niet kan verklaard worden door de zwaartekracht van dat gas alleen, en dat donkere materie moet ingeroepen worden om die rotatiesnelheden te kunnen verklaren. Maar die systemen blijken nooit helemaal geïsoleerd op zichzelf te staan en maken altijd op een of andere manier deel uit van een grotere structuur zoals de Virgocluster. Men kan dergelijke gaswolken dan ook altijd interpreteren als een mengeling van zichtbare en donkere materie die door bepaalde interacties losgerukt is van of nog vaagweg in verbinding staat met een ander sterrenstelsel.

 

Het is natuurlijk wel fascinerend dat er zoiets moet bestaan als donkere materie, maar dat men er maar niet in slaagt dat ook effectief te bewijzen?

 

Dat is zo. Zolang niet iemand een potje donkere materie op zijn bureau heeft staan, kan niet met zekerheid gezegd worden dat donkere materie ook echt bestaat. Nu moeten we altijd via een theoretische omweg met alle interpretaties van dien om dat te bewijzen. Als we bv. zien hoe snel de sterren bewegen in een bepaald dwergsterrenstelsel, dan kunnen we berekenen hoeveel massa er nodig is om de waargenomen snelheden te verklaren. Enkel met de zwaartekracht die door de sterren gegenereerd wordt lukt dat niet, we moeten dus een extra factor inroepen die er is maar die we niet kunnen zien en die ook zwaartekrachtsinvloed uitoefent. Precies daarom is het bestaan van donkere materie geïntroduceerd. Als we op het terrein van de kosmologie gebruik willen maken van de algemene relativiteitstheorie om te kunnen verklaren waarom ons universum expandeert, moeten we ook hier beroep doen op een grote hoeveelheid donkere materie. Het is dus altijd via de omweg van een model of een theorie dat we uitkomen bij het bestaan van donkere materie.

Er bestaan natuurlijk alternatieve zwaartekrachtstheorieën. Zo is er de MOND-theorie die stelt dat donkere materie niet bestaat, en dat het enkel en alleen de gewone, gekende materie is die zwaartekracht genereert. In dat geval is het wel nodig de wetten van de zwaartekracht of van de dynamica hier en daar aan te passen, zodanig dat als de zwaartekracht heel zwak wordt de versnelling toch hoger wordt dan wat je volgens de theorie van Newton zou verwachten. Op die manier kan je de versnelling verklaren van sterren aan de buitenkant van een sterrenstelsel waar de zwaartekrachtsinvloed vrij gering is. MOND staat trouwens voor ‘Modified Newtonian Dynamics’.

Een tegenvaller voor het model dat ervan uitgaat dat donkere materie bestaat is dat de voorspelling van hoe de dichtheid van donkere materie binnen een sterrenstelsel zou moeten variëren in functie van de afstand tot het centrum blijkbaar niet overeenkomt met hetgeen we waarnemen. Is dat een ramp voor de donkere materie? Niet helemaal, omdat zoiets puur afhangt van de detaileigenschappen van donkere materie. Zo gaat men in de modellen die we nu gebruiken er doorgaans van uit dat donkere materie totaal geen druk heeft. En bijgevolg kan het op elke schaal onder zijn eigen zwaartekracht imploderen. Resultaat? Alle donkere materie stort naar binnen, en er ontstaat centraal een enorm hoge dichtheid. Stel evenwel dat de donkere materie toch een zeer kleine druk heeft die groter is dan nul, dan zou dat voor gevolg kunnen hebben dat de donkere materie zich in het centrum toch enigszins stabiliseert en niet instort tot een extreem hoge dichtheid, en dat komt wel beter overeen met hetgeen we waarnemen.

Een andere consequentie van het bestaan van donkere materie die niet lijkt overeen te komen met wat we effectief observeren is dat er heel veel dwergsterrenstelsels zouden moeten zijn. Voor onze Melkweg zou het moeten gaan om vele honderden satellietdwergen, maar we kunnen er slechts enkele tientallen ontdekken. En daarom denken we dat die halo’s van donkere materie er wel degelijk zijn, dat het meer bepaald gaat om echt donkere dwergstelsels waar al het gas uit weggekookt is door de krachtige straling van de eerste generatie sterren en quasars in de buurt. Het is theoretisch wel mogelijk om die stelsels toch te zien wanneer ze door hun gravitationeel lenseffect een achterliggende lichtbron beïnvloeden, maar dergelijke waarnemingen zijn heel moeilijk te realiseren, en men heeft op die manier nog nooit een donkere dwerg ontdekt.

Voor het overige zijn een heleboel andere voorspellingen op basis van het idee dat donkere materie bestaat wel degelijk bevestigd, maar het blijft hoe dan ook een hypothese zolang men niet rechtstreeks op een deeltje donkere materie is gestoten. 

 

En als we MOND willen testen?

 

Dan gaan we op dezelfde manier te werk en trachten we te achterhalen hoe een sterrenstelsel dat theoretisch is opgebouwd met behulp van MOND er zal uitzien. Als ik met behulp van computersimulaties twee sterrenstelsels laat versmelten waarbij ik ze de ene keer situeer in een halo van donkere materie en ze de andere keer in een omgeving zonder donkere materie volgens de zwaartekrachtswetten van MOND hun gangen laat gaan, dan leidt dat in beide gevallen tot heel andere uitkomsten. Wanneer we de zwaartekracht volgens MOND hanteren, gaat die zich sterker manifesteren dan volgens een newtoniaanse berekening, en voor botsende sterrenstelsels moet dat dan leiden tot heftiger interacties. Vervolgens kunnen we beide verschillende uitkomsten gaan vergelijken met hetgeen echt waargenomen wordt en kunnen we ons afvragen: lijken de versmeltende stelsels die we hier zien eerder op simulaties volgens Newton dan wel MOND? In de praktijk blijkt het beantwoorden van die vraag trouwens een aartsmoeilijke karwei.

Bestuderen we de kosmische achtergrondstraling – zoals je weet is dat het afgekoelde overblijfsel van de straling die tijdens de oerknal vrijkwam, om de temperatuurfluctuaties in het spectrum  daarvan te kunnen verklaren komen we nergens als we ons op MOND beroepen, terwijl we met behulp van donkere materie vlotjes tot een begrijpelijke uitleg komen.

Het grootste deel van de waarnemingen kunnen zowel door MOND als door de standaardtheorie verklaard worden, maar er zijn terreinen waarop de ene of de andere theorie minder goed presteert. Op gebied van kosmologie is een model zonder donkere materie problematisch, maar ga je kijken naar waarneemresultaten op het niveau van individuele sterrenstelsels, daar lijkt MOND soms een beetje beter te functioneren.

Het bestuderen van dwergsterrenstelsels is daarbij erg belangrijk, omdat in die omgeving de donkere materie het meest dominant blijkt te zijn. Daar vinden we dus een ideale context om na te gaan hoe het er daar aan toe zou gaan volgens de zwaartekrachtsversie van MOND. Maar we moeten het toegeven: op dit moment kunnen we niet met zekerheid stellen welke van beide theorieën de juiste is.

 

Zullen de waarnemingen van de ESA Planck-satelliet in dit verband uitsluitsel kunnen geven? 

 

De bedoeling van Planck is de kosmische achtergrondstraling in kaart te brengen, hetgeen eerder al gedaan is door projecten als COBE, WMAP en een aantal ballonmissies boven de Zuidpool, maar Planck gaat dit met nog veel meer precisie doen. In het spectrum van de achtergrondfluctuaties kunnen we duidelijk drie pieken onderscheiden. Dankzij de eerste piek krijgen we zicht op de graad van kromming van het heelal, de tweede piek informeert ons over de dichtheid van de gekende materie in het heelal, en de derde piek wordt veroorzaakt door het feit dat de gewone materie invalt op wolken van donkere materie. Een theorie die gebaseerd is op zwaartekracht zonder donkere materie voorspelt dat die derde piek veel zwakker is dan waargenomen.

Persoonlijk verwacht ik dat Planck dankzij uiterst nauwkeurige waarnemingen de derde piek heel precies zal aflijnen, en ook de positie en intensiteit zal kunnen bepalen van de hogere ordepieken. Het zijn de oneven pieken die beïnvloed worden door de hoeveelheid donkere materie die er is. Als de derde en de vijfde piek heel sterk blijken te zijn, dan wijst dat heel sterk op het bestaan van donkere materie. Door die bevindingen zullen we beter kunnen schatten hoeveel donkere en hoeveel gewone materie er zit in het universum, en zullen we ook de theorieën over de vorming van structuren en meer bepaald van sterrenstelsels op basis van donkere materie en gewone materie verder kunnen verfijnen.  

 

Hetgeen mooi aansluit bij het werk dat jullie op dat vlak doen aan de universiteit van Gent?

 

Zeker. Met onze onderzoeksgroep bestuderen wij hoe elliptische dwergsterrenstelsels beïnvloed worden door supernova-explosies en door interacties met andere sterrenstelsels. Dat doen we enerzijds via waarnemingen, voornamelijk met de VLT, en anderzijds door het verrichten van het nodige rekenwerk, en daarvoor kunnen we beroep doen op krachtige computers in de kelder van ons instituut. Ons team van theoretici en waarnemers werkt uitstekend samen omdat wij waarnemen wat wij zelf berekenen, en berekenen wat we zelf kunnen waarnemen. Volgens mij is dat een ideale manier om op wetenschappelijk vlak vooruitgang te boeken.

 

Oké, Sven, dank voor gesprek en nog veel succes met het verdere onderzoek!