2012-04 MIRA Ceti sprak met... Katrina Exter

Dankzij de fraaie beelden die de Hubble ruimtetelescoop ervan maakt zijn planetaire nevels uitgegroeid tot veruit de meest spectaculaire objecten die er in het heelal te zien zijn. Ze hebben vele verschillende vormen en kleuren en krijgen soms leuke namen zoals de Kattenoognevel, de Eskimonevel of de Rode Spinnevel. Ook ons eigen zonnestelsel zal ooit evolueren tot een systeem met een witte dwergster in het midden en daar omheen een planetaire nevel.

Om over het onderzoek naar planetaire nevels meer te weten te komen, trok MIRA Ceti naar het Instituut voor Sterrenkunde van de KU Leuven. Daar hadden we een gesprek met Katrina Exter (°1970), een Duits-Britse wetenschapster die deel uitmaakt van het Leuvense team dat onderzoek doet met de ruimtetelescoop Herschel van de Europese ruimtevaartorganisatie ESA naar o.a. planetaire nevels.

 

Jij bent als sterrenkundige al op veel verschillende plaatsen actief geweest, Katrina.

 

Het lijkt misschien wel wat op een nomadenbestaan, maar mijn vader werkte bij Lufthansa en zo ben ik het van kindsbeen af gewend geweest om op veel verschillende locaties te resideren. Ik begon wiskunde en natuurkunde te studeren aan de universiteit van Cardiff in Wales, en behaalde mijn master in de radiosterrenkunde in Manchester, daar kon ik een jaar werken aan het Jodrell Bank Centre for Astrophysics. Superfijn was dat om daar met die grote radiotelescopen waaronder de 76 meter Lovell Telescope in de weer te kunnen zijn. Voor mijn doctoraat ging ik daarna naar de universiteit van Saint-Andrews in Scholtand. En daarna werkte ik als onderzoekster mee aan allerlei projecten, zo werkte ik een tijd in Polen, op Tenerife, in Belfast, in Londen en aan het Space Telescope Science Institute in Baltimore in de VS. Het was vaak heel verschillend werk, maar het had altijd ook wel iets te maken met planetaire nevels.

Ik ben meer een technische astronoom, dus zeker geen theoreticus. Als kalibratie wetenschapper houd ik me voornamelijk bezig met databehandeling. En dat is ook de reden waarom ik momenteel in Leuven zit, we werken met een team aan één van de instrumenten aan boord van de ESA ruimtetelescoop Herschel. Het instrument in kwestie is de Photodetector Array Camera and Spectrometer, afgekort wordt dat PACS. En zo ben ik opnieuw nauw betrokken bij het onderzoek van planetaire nevels want dat zijn ideale waarneemobjecten voor golflengten in het verre infrarood, de specialiteit van Herschel.

 

Hoe ben je terecht gekomen bij het onderwerp planetaire nevels, Katrina?

 

Dat ging zoals dat meestal gaat met een carrière in de sterrenkunde: voor het behalen van je doctoraat stelt je promotor een bepaald project voor, in mijn geval was dat een project over planetaire nevels. Nadien blijf je meestal min of meer in hetzelfde onderzoeksdomein verder werken omdat je nu eenmaal door je doctoraat een zeker specialisme hebt ontwikkeld. In mijn onderzoek draait het dus altijd om objecten die met sterren te maken hebben, hoofdzakelijk planetaire nevels, maar ook dubbelsterren of dubbelsterren in planetaire nevels.

Tijdens de periode dat ik werkzaam was aan het Instituto de Astrofísica de Canarias op Tenerife raakte ik betrokken bij een nieuwe techniek om aan spectroscopie te doen, de Integral Field Spectroscopy (IFS). Bij de klassieke spectroscopie wordt gebruik gemaakt van een nauwe spleet om het licht van een ster uit te smeren met als resultaat het spectrum van het sterlicht in één enkele dimensie. Met de IFS wordt het mogelijk om een spectrum te krijgen in twee dimensies, zodat het ook mogelijk wordt om spectra te bestuderen van niet enkel puntbronnen zoals sterren, maar ook uitgestrekte objecten, bv. een planetaire nevel of een sterrenstelsel. Via zo’n spectrum kan je een tweedimensionaal beeld opbouwen waarmee je via de verschillende emissielijnen in het spectrum de verschillende niveaus van ionisatie in het waarneemobject kan achterhalen.

Voor ik begon te werken voor het PACS-team van ESA had ik in Tenerife al de nodige ervaring opgedaan met de IFS. PACS is een instrument dat werkt als lichtmeter waarmee ook beelden kunnen gemaakt worden of dat ook kan dienst doen voor IFS. Maar het gaat dan wel om spectra in het verre infrarood en niet in zichtbaar licht.

 

Wat is jouw rol als kalibratie wetenschapper?

 

Mijn collega’s en ik fungeren als een soort interface tussen het domein van de ingenieurs en dat van de sterrenkundigen. Er worden data aangeleverd en wij zorgen voor het kalibreren ervan zodat het voor astronomen bruikbare gegevens worden waarmee zij hun onderzoek kunnen verrichten. Het ontwerpen en bouwen van zo’n wetenschappelijk experiment aan boord van een satelliet vergt ettelijke jaren studie- en experimenteerwerk. Het is belangrijk om bv. het zogenaamde hittebudget van je instrument exact te kunnen bepalen: waar komt elke Kelvin warmte vandaan? Telkens een elektronische schakelaar wordt aangezet komt er een beetje warmte vrij, die moet allemaal mee verrekend worden bij het bepalen van de uiteindelijke meetresultaten. Wij moeten er dus voor zorgen dat de astronomische data vrij zijn van al dat soort ‘ruis’ dat van het instrument en de satelliet zelf afkomstig is. Heel wat zaken kunnen uitgemeten worden wanneer het instrument nog op Aarde is, maar een aantal metingen kan je pas doen wanneer het in de ruimte is. In het geval van PACS hebben we te maken met golflengten in het verre infrarood, en daarvoor moet je de ruimte in omdat het op Aarde gewoonweg te warm is en je krijgt hier dus nooit de geschikte condities krijgt om metingen te doen.

Ook belangrijk is dat ons team een procedure uitwerkt om het instrument optimaal te laten functioneren in de ruimte. PACS heeft onderdelen die bewegen als het instrument aan het waarnemen is, wij gaan dan na welke van de verschillende settings voor een welbepaald type dataverzameling het meest geschikt is. In het geval van PACS op Herschel zijn er meerdere settings mogelijk, afhankelijk van welk type data de astronomen willen bekomen.

Met het oog daarop schrijven we ook een heleboel software om de ruwe data die Herschel ons bezorgt te vertalen in hetgeen wij specifiek nodig hebben. De data van Herschel in watt per seconde, dat zijn instrumentele eenheden, zetten wij om in watt per vierkante cm, dat zijn fysische eenheden. Die software zorgt dus voor een signaal dat ruisvrij is, en zo komen we aan pure astrofysische data. Eens de software geschreven maken we hem gebruiksvriendelijk zodat ook de astronomen zicht hebben op de manier waarop wij tewerk gaan om tot die data komen. We zorgen ook voor de nodige documentatie i.v.m. al wat relevant kan zijn over het functioneren van de verschillende instrumenten, enz.

Misschien ook nog wijzen op een mogelijk gevaar bij het kalibreren van gegevens: als referentie gebruiken we veelal sterren die al eerder door voorgaande generaties satellieten zijn gekalibreerd. Die zijn gebaseerd op kalibraties van daaraan voorafgaande generaties satellieten. Stel dat we ooit vinden dat er toen ergens een fout is gemaakt bij het kalibreren, dan zijn alle daarop volgende kalibraties fout. Het positieve is wel dat iedereen dan in dezelfde zin fout zit, en op die manier blijven de data wel vergelijkbaar. In het sterrenkundig onderzoek gaat het vaak meer over vergelijken met andere data, dan met zekerheid weten dat je een absolute waarde hebt.

Naast dit alles i.v.m. het kalibreren van data doen we zelf toch ook nog sterrenkundig onderzoek. Het is immers belangrijk dat wij ook feeling hebben met het studiedomein en begrijpen waar al die gegevens voor nodig zijn.

 

Waarom zijn planetaire nevels zo’n interessante objecten?

 

Planetaire nevels zijn de voorlaatste fase in de evolutie van de meeste sterren in een sterrenstelsel. Het is een proces dat plaatsvindt bij sterren met een massa tot acht keer die van de Zon. We noemen dit sterren met lage of intermediaire massa, er bestaan ook sterren met meer dan acht keer de massa van de Zon, maar dit soort sterren is een kleine minderheid. De stelregel wat betreft stermassa’s luidt: hoe hoger de massa, hoe minder talrijk de sterren.

De voorlaatste fase is die van de planetaire nevel, de laatste fase is hetgeen er finaal van de originele ster overblijft: een witte dwerg. Dat is een compact heet object dat in de loop van vele miljarden jaren gewoon langzaam afkoelt en verder niets doet.

Sterren  worden geboren uit grote gas- en stofnevels die door de zwaartekracht beginnen samen te trekken. Centraal in zo’n nevel vormt zich een protoster die evolueert tot het een volwaardige ster wordt die waterstof door kernfusie omzet in helium. Eens een ster zich in die fase bevindt is ze een hoofdreeksster geworden op het gekende Hertzsprung-Russell classificatiediagram. Ook onze Zon is momenteel zo’n hoofdreeksster. Die verbranding van waterstof in de kern gaat door zolang er daar voldoende voorraad van is. Vervolgens gaat de ster door verschillende evolutiefasen, hoe dat precies verloopt hangt af van de massa van de ster in kwestie, maar ook van het feit of het een enkelvoudige ster is of eentje uit een meervoudig systeem. Als het gaat om dubbelsterren die dicht genoeg bij elkaar staan, zullen ze tijdens hun bestaan met mekaar in interactie gaan. Dat kan voor gevolg hebben dat ze misschien niet de klassieke evolutie doormaken, maar al wel eens een bepaalde fase durven overslagen.

Uiteindelijk evolueert zo’n ster tot een enorme opgeblazen bol waarvan de buitenlagen minder heet zijn, de ster is nu een rode reus geworden. In het inwendige van de ster vinden er allerlei processen plaats. We hebben de kern en daaromheen één of meerdere schillen waarin ook verbranding plaatsvindt, en in die structuur zijn er geregeld instabiliteiten zodat de ster begint te pulseren. Aan het eind van die fase wordt het gasomhulsel afgestoten. Dat omhulsel is in feite alles wat niet de eigenlijke kern is, en zit tamelijk los rond de kern. We weten nog niet precies hoe het gasomhulsel zich van de kern losmaakt, ten dele ook omdat het zo snel gebeurt. Ondanks alle waarnemingen hebben we dat proces nog nooit rechtstreeks zien plaatsvinden.

 

Wat moeten we in deze context verstaan onder kort?

 

Dat loskomen van het gasomhulsel neemt en periode van enkele duizenden tot tienduizenden jaren in beslag, of misschien zelfs nog korter, in vergelijking met de miljarden jaren die de ster doorbrengt op de hoofdreeks is dat heel kort. De pulsaties die de hele ster beroeren zijn daarbij heel belangrijk, ze worden veroorzaakt door hetgeen er in de schillen om de kern heen gebeurt. De evolutie van een ster is een voortdurende strijd tussen de druk naar binnen ten gevolge van de zwaartekracht en de druk naar buiten die in het midden van de ster gegenereerd wordt om die zwaartekrachtsdruk te weerstaan. De verbranding van deeltjes in zwaardere deeltjes zorgt voor het vrijkomen van voldoende energie om de tegendruk in stand te houden, maar die processen vinden niet gelijkmatig plaats, maar wel vrij schokkerig in episoden, en zo ontstaan die pulsaties.

Aan de buitenkant van de ster gaat dit alles gepaard met een erg snelle sterrenwind, hoe dat mechanisme in mekaar zit weten we ook nog niet precies, maar het is uiteindelijk die wind die het gasomhulsel wegduwt. De kern van de ster is samengetrokken tot een witte dwerg, een erg compacte en heel hete bol. De hitte van de witte dwerg zorgt voor intense straling, en de stralingsdruk die daaruit voortkomt blijft het gas en stof rond de kern verder wegduwen. Zo vormt zich rond de witte dwerg een nevel. De naam planetaire nevel is verwarrend, want dergelijke nevels hebben totaal niets te maken met planeten. De benaming is afkomstig van William Herschel aan het eind van de 18^de eeuw, gezien door zijn telescopen deden dit soort nevels hem aan planeten denken, en de naam werd nadien door de sterrenkundige wereld overgenomen en overleeft tot vandaag, ook al is hij dus eigenlijk slecht gekozen.

Een planetaire nevel is in essentie een hete nevel die geleidelijk uitdijt en langzaam maar zeker afkoelt en vervaagt. Hij bestaat uit materie die voordien de materie was waaruit de ster bestond. Het omhulsel dat intussen de planetaire nevel geworden is beweegt weg van de witte dwerg met een snelheid van zo’n 30 km per seconde. Door de intense hitte van de sterkern wordt het gas van de planetaire nevel geïoniseerd, en dat is de reden waarom we hem kunnen zien. Eens al dat gas ver genoeg weg is geblazen, is de nevel zodanig verspreid en is de dichtheid ervan zodanig afgenomen dat de planetaire nevel uiteindelijk volledig vervaagt. De hitte van de witte dwerg slaagt er niet meer in het gas te ioniseren en dus is het ook niet meer zichtbaar. Een planetaire nevel bestaat dus slechts enkele duizenden tot tienduizenden jaren, de precieze duurtijd zal ervan afhangen hoeveel massa de originele ster weggeblazen heeft.

Binnen een planetaire nevel is ook veel stof aanwezig. Het kan gaan om stof dat afkomstig is van het gasomhulsel dat door de ster is weggeblazen, het kan ook stof zijn dat ontstaan is in de nevel zelf of het kan ook in de nevel terecht gekomen zijn vanuit het interstellaire medium. Aangezien dergelijke stofdeeltjes koel zijn, stralen ze golflengten uit in het infrarood. Als planetaire nevels enkel maar observeren in zichtbaar licht gaan we alleen het gas waarnemen. Het instrument PACS op de Herschel ruimtetelescoop is ontworpen om infraroodstraling te kunnen detecteren, en bijgevolg valt ook het stof in planetaire nevels binnen het bereik van onze waarnemingen.

 

Wat vooral opvalt aan de vele planetaire nevels die we via bv. de webstek van de Hubble ruimtetelescoop kunnen bewonderen is de verscheidenheid aan vormen?

 

En ze zijn ook bijna nooit helemaal rond, terwijl je net zou verwachten dat wanneer een sferisch object zoals een ster haar buitenste gaslagen wegblaast er zich een gigantische uitdijende gasbel zou vormen. Bij vele planetaire nevels zien we ringvormige structuren, dat heeft te maken met een stofband in de vorm van een soort donut  die rond de centrale ster zit. De ruimtetelescoop Herschel maakt het mogelijk om dat stof te zien.

Het is nog steeds niet goed begrepen hoe het stof daar terecht is gekomen, maar een gevolg ervan is in ieder geval dat de massa gas die de ster verliest geblokkeerd wordt door het aanwezige stof, en daarom wordt het uitgestoten in twee richtingen loodrecht op die stofband. Zo ontstaan er nevels die ofwel elliptisch van vorm zijn of met lobben die aan beide zijden uitsteken. In bepaalde gevallen krijg je erg nauwe stromen materie die weggeblazen worden, zogenaamde jets, met snelheden van enkele honderden km per seconde. Dat is veel in vergelijking met de normale 30 km per seconde waarmee de gaslagen zich van de witte dwerg verwijderen.

Als je kijkt naar een mooi voorbeeld als de katoognevel zie je in die prachtige planetaire nevel ook allerlei ringvormige structuren rond de witte dwergster. Dat zijn de voorgaande fasen van massaverlies van de rode reuzenster. Gedurende haar hele leven verliest een ster massa, ook wanneer ze op de hoofdreeks zit, maar dat gaat rustigjes aan. Denk maar aan de stroom van geladen deeltjes die de Zon continu verliest. Eens een ster rode reus wordt, vindt dat massaverlies op veel grotere schaal plaats. Het is wel een probleem om dat proces waar te nemen, want het gaat om massa die niet geïoniseerd is. Maar omdat er tezelfdertijd ook veel stof uitgestoten wordt door de rode reus, is het mogelijk om dat stof met Herschel ten dele in beeld te brengen. Het vergt in ieder geval extreme nauwkeurigheid en spitsvondigheid van de observatieteams om toch enig licht te werpen op hoe de rode reuzen hun massa verliezen. Eens we daar zicht op hebben staan we een hele stap dichter bij het begrijpen van hoe die exotische vormen van planetaire nevels tot stand komen.

 

Wat zijn volgens de inzichten van vandaag de mechanismen die leiden tot planetaire nevels die niet sferisch zijn?

 

Zeker in het geval er één enkele centrale ster is blijft dat een groot raadsel. Alle sterren hebben een sterk magnetisch veld. Door de rotatie van de ster raken de ontelbaar vele magnetische veldlijnen verdraaid en opgewonden, ze kunnen zich oprichten langs de rotatieas en langs daar kan materie aan het steroppervlak weggetrokken worden, zodat er op die manier rechtstreeks bipolaire structuren gevormd worden. De snelle rotatie van een ster kan ten gevolge van wat we gemeenzaam de middelpuntvliedende kracht noemen materie ook langs de equator naar buiten stuwen. Zo bouwt er zich geleidelijk een structuur in donutvorm op rond de ster. Bij de volgende fase van massaverlies botst die nieuwe gasmassa daar tegenop, wordt geblokkeerd en wordt in andere richtingen gestuwd zodat er ook op die manier een bipolaire structuur kan ontstaan.

Met twee sterren in het midden is het gemakkelijker om de exotische vormen te verklaren, want twee sterren die rond een gemeenschappelijk zwaartepunt draaien zorgen ervoor dat in het vlak waarin ze draaien de aanwezige materie in een donutvorm terecht komt met daarop materiestromingen die schuin bewegen of er loodrecht op staan.

En er zijn nog heel wat andere ideeën denkbaar in dat verband. De vraag is welke van deze effecten zich bij een ster het sterkst laten voelen? Zijn alle planetaire nevels op dezelfde manier ontstaan? Zijn alle scenario’s evenwaardig of is het een mix van effecten die speelt? En is het belang van een bepaald effect groter of kleiner al naargelang de precieze evolutiefase waarin de ster zich bevindt? Het mechanisme dat de vele verscheiden vormen van planetaire nevels doet ontstaan moet iets van die aard zijn, maar zoals gezegd is het heel moeilijk te achterhalen wat er precies gaande is. Daarvoor zou je de centrale ster moeten kunnen zien zodat je er rechtstreeks metingen aan kan verrichten. Bij veel planetaire nevels wordt de straling van de ster tegengehouden door het gas en stof van de nevel zelf. Het gaat bovendien om sterren die weliswaar erg heet zijn, maar ook extreem klein en niet erg lichtkrachtig. Om toch bruikbare observaties te doen heb je de grootste telescopen nodig, voorzien van allerlei extra instrumenten om een maximaal rendement te halen uit je waarnemingen. De wetenschappelijke comités die beslissen of je waarneemtijd krijgt om met die reuzentelescopen te mogen werken gaan ervan uit dat we over sterren zelf toch al alles weten wat we moeten weten, en bijgevolg krijgen dit soort projecten niet gemakkelijk voorrang. Een extra complicatie is dat het niet alleen erg veeleisende waarnemingen zijn die wij dienen te verrichten, maar dat we bovendien voldoende van die waarnemingen moeten doen, zodanig dat we er statistische gegevens uit kunnen halen. Er zijn waarschijnlijk tienduizenden planetaire nevels in ons sterrenstelsel en er zijn er slechts enkele honderden die we effectief kunnen zien. Als je echt wil weten hoe planetaire nevels functioneren, moet je er toch minstens tien procent van bestuderen en niet slechts enkele specimens. Er is binnen ons onderzoeksdomein best nog veel werk aan de winkel.

 

Is er verschil tussen planetaire nevels in ons sterrenstelsel en die in andere sterrenstelsels?

 

Goh, die andere sterrenstelsels staan veel te ver weg om planetaire nevels daarin anders te zien dan simpele lichtvlekjes zonder veel structuur. Er zijn alleen de buren waar we een kijkje kunnen nemen: in de Magellaanse Wolken kunnen we planetaire nevels observeren met voldoende resolutie om vast te stellen dat ze er ook daar heel verscheiden uitzien. Dat houdt natuurlijk steek, want in essentie verloopt de evolutie van sterren in alle sterrenstelsels op dezelfde wijze.

Hetgeen wel zal verschillen is de omgeving waarbinnen planetaire nevels zich bevinden. Belangrijk is de graad van metalliciteit, de hoeveelheid metalen in de gas- en stofnevels waaruit de sterren zijn ontstaan. Die beïnvloedt het massaverlies van sterren, alsook het aantal planetaire nevels die zullen ontstaan en de vorm die deze zullen aannemen. Nevels met een lage metalliciteit zijn ook veel moeilijker te bestuderen: de emissielijnen in spectra komen van metalen en als er weinig metalen zijn, zijn er bijna geen emissielijnen.

Wat ook een verschil uitmaakt is of het gaat om een omgeving met  jonge of oude populaties sterren. In ons sterrenstelsel zijn er gebieden in de spiraalarmen waar het stervormingsproces op volle toeren draait, terwijl je in bolvormige sterrenhopen oude sterren aantreft. Daar ga je haast geen planetaire nevels aantreffen, de sterren zijn dat stadium al lang voorbij.

En natuurlijk zal een planetaire nevel die ontstaat bij een ster met minder massa zich anders ontwikkelen en zich anders aan ons tonen dan het geval is bij een ster met meer massa. De kern van een ster met minder massa is immers koeler dan die van een ster met meer massa. De hetere kern zal de omringende nevel veel sterker ioniseren en er zullen dus andere emissielijnen in het spectrum van de planetaire nevel te zien zijn, afhankelijk van de temperatuur van de witte dwerg.

Ten slotte is het ook relevant of het gaat om een systeem met één enkele ster of een dubbelstersysteem, de vorm van de planetaire nevel wordt daar ook in sterke mate door beïnvloed.

 

Verwacht jij de komende jaren spectaculaire ontdekkingen op het vlak van het onderzoek van planetaire nevels?

 

De ruimtetelescoop Herschel zal daar ongetwijfeld voor zorgen. Dat toestel is in staat om te ontdekken wat voordien onzichtbaar was: stof in de ruimte. Dat klinkt misschien wat banaal, maar voor alle domeinen van het sterrenkundig onderzoek is dat een belangrijk ingrediënt. Het gaat om stof in jonge stellaire objecten, stof in planetaire nevels, en ook stof in nabije of ver verwijderde sterrenstelsels. Aangezien we vóór Herschel niet in staat waren om dat stof te detecteren, zijn alle resultaten op dat vlak ontdekkingen.

I.v.m. planetaire nevels willen we gedetailleerd achterhalen hoe het stof fysiek verspreid zit in de nevel. Heeft het dezelfde verspreiding als het gas of is het geconcentreerd in specifieke zones? Het is ook belangrijk om te weten met wat voor stof we te maken hebben: is het stof heel fijn en licht of eerder dikker en zwaarder? Gasdeeltjes groeperen zich tot moleculen, en als het stof zwaar genoeg is, zal het die gasdeeltjes aantrekken. We willen precies kunnen begrijpen hoe gas en stof in de context van planetaire nevels met mekaar in interactie treden. Er zijn intussen al waarnemingen gedaan in planetaire nevels waaruit blijkt dat H2-moleculen zich daar vastgehecht hebben aan stofdeeltjes.

We proberen ook meer inzicht te krijgen in de vele kleinschalige structuren die in de globale planetaire nevels te vinden zijn. We zien allerlei filamenten, bubbelstructuren, enz. Hebben die een verschillende temperatuur, dichtheid of chemische samenstelling dan de rest van het gas en stof daar in de buurt?

Dat is allemaal belangrijk om weten, uiteindelijk zal al dat gas en stof dat uitgestoten wordt immers leiden tot de vorming van volgende generaties sterren.

 

Voorwaar een wonderlijk recyclageproces waar wij mensen alleen maar blij mee kunnen zijn. Mocht dat er niet zijn, zouden wij e nooit geweest zijn. Bedankt voor het interview, Katrina, en veel succes met je verdere onderzoek!