2021-03 MIRA Ceti sprak met... Claude Doom


Wie te lande bij een volkssterrenwacht of lokale sterrenkundeclub wel eens een lezing over sterrenkunde is gaan volgen, heeft misschien al het voorrecht genoten om Claude Doom (°1958) aan het werk te zien en te horen. Claude studeerde aan de universiteiten in Gent en Brussel sterrenkunde en deed jarenlang onderzoek naar de levensloop van sterren en dubbelsterren. Nu is hij docent informaticamanagement aan de KU Leuven.

Hij kan tijdens zijn lezingen het publiek enorm boeien met glasheldere uitleg over de meest uiteenlopende onderwerpen uit het astrofysisch onderzoek. Maar het gaat bij hem niet alleen om theoretische modellen, ook de praktische kant van het sterrenkijken is voor hem belangrijk. In die context schreef hij twee door de Vereniging Voor Sterrenkunde uitgegeven boeken: Twaalf maanden sterrenkijken en de VVS Sterrenbeeldenatlas. Claude is trouwens al meer dan een halve eeuw lid van de VVS, hij is er zelfs enkele jaren voorzitter van geweest. En voorts schrijft hij regelmatig artikels voor het prima tijdschrift Heelal van diezelfde VVS.  

 

Claude%20Weekend%202020.jpg

  

                                                                           Claude Doom in actie tijdens het VVS-weekend in 2020

                                                                                                  Copyright foto: Frank Tamsin

 

Gezien jouw geboortejaar, Claude, vermoed ik dat het grote Apollo-avontuur in de jaren 1960 tot eind 1972 jou zeker zal gefascineerd hebben?

Uiteraard, ook mijn vader was heel erg in geïnteresseerd in ruimtevaart. Maar eigenlijk was ik nog meer geboeid door sterrenkunde. Omdat het allemaal draaide rond de Maan, wou ik die beter leren kennen, en daarom leek het mij een goed idee om een Maankaart te kopen waarop alle zeeën, kraters en bergen terug te vinden waren. Maar het was einde jaren 1960 en in die tijd was het niet zo simpel om zo’n kaart te vinden. En daarom heb ik toen een brief geschreven naar Armand Pien, de in Vlaanderen wereldberoemde weerman van de toenmalige BRT, met de vraag hoe ik aan een kaart van de Maan  zou kunnen komen. Kort nadien kreeg ik een kaartje van Armand Pien die me verwees naar de Maankaart van uitgeverij Falk, een kaart die toen veel gebruikt werd door Maanwaarnemers en waarop de Maan ondersteboven afgedrukt was, ideaal voor waarnemingen met een telescoop.

Bij het kaartje zat ook nog informatie over de Vereniging Voor Sterrenkunde, dat kwam ook perfect van pas. En zo ben ik in 1969 lid geworden van de VVS, op dat moment was ik meteen ook het jongste lid, dat was enkele jaren voor de JVS, de Jongerenvereniging Voor Sterrenkunde, werd opgericht.

Door die activiteiten binnen de VVS raakte ik zo erg in de ban van sterrenkunde dat ik na mijn studies in het secundair besloot om aan de universiteit in Gent sterrenkunde te gaan studeren. In die tijd kwam dat er in de praktijk op neer om in eerste instantie wiskunde te studeren om dan in de laatste jaren te kiezen voor de optie sterrenkunde. Het was in ieder geval voornamelijk wiskundige sterrenkunde: boldriehoeken, sferische sterrenkunde, efemeriden berekenen en dat soort dingen.

Maar tijdens een lezing in de sterrenkundeclub van Brugge – ik denk dat het in 1976 was – had ik het genoegen Bert De Loore van het astrofysisch instituut in Brussel te horen spreken over de levensloop en de evolutie van dubbelsterren, onderzoek dat ze toen deden in hun instituut op de VUB. Ik vond dat zo fascinerend, die astrofysica die men daar deed, dat ik besloot om mijn studies aan de VUB verder te zetten. Ik heb dus mijn eerste twee jaar in Gent gedaan, en mijn laatste twee jaar in Brussel.

Vervolgens heb ik negen jaar aan het instituut daar gewerkt, tot 1988, en dan ben in een tiental jaren in de privé gaan werken. Tot ik in 2000 informatica ben gaan doceren aan de EHSAL hogeschool in Brussel, die zich daarna zou liëren aan de KU Leuven. En in oktober 2021 ga ik met pensioen.

 

Maar al die jaren ben je ook actief gebleven in de wereld van de amateursterrenkunde?

Ja, zeer zeker en steeds met veel enthousiasme. Omdat er in West-Vlaanderen nog geen volkssterrenwacht actief was, heb ik mee mijn schouders gezet onder de oprichting in Brugge begin jaren 1980 van Volkssterrenwacht Beisbroek, die nu actief is als Cozmix.

En ik ben ook altijd actief gebleven in de VVS. Dus sterrenkunde is altijd heel aanwezig geweest in mijn leven, maar het is zoals gezegd begonnen met die Amerikaanse Apollovluchten naar de Maan, met ruimtevaart dus.

 

Daar kwam veel van op tv, niet?

Ja, de eerste vluchten kwamen uitgebreid aan bod in allerlei programma’s, maar ik herinner me vooral tijdens de laatste Apollovluchten die urenlange uitzendingen, rechtstreeks vanop de Maan. Als ik thuiskwam van school, zat ik uren voor tv te kijken naar die belevenissen van de astronauten op de Maan. En ik heb nog vele honderden foto’s: ik zette mijn fototoestel voor tv en nam zo foto’s van tv waar je die astronauten bezig ziet met hun materiaal, hun wagentje, enzovoort. Allemaal in zwartwit.

 

Zelf kreeg ik de microbe voor sterrenkunde te pakken door de serie Cosmos van Carl Sagan.

Dat was inderdaad een fantastische reeks in de jaren 1980. Ik blijf dat van het beste vinden dat er ooit gemaakt is over sterrenkunde. Er zijn al veel programma’s over sterrenkunde gemaakt, maar soms zijn die nogal oppervlakkig, of ook wel saai, dat heb je spijtig genoeg ook. Carl Sagan had met zijn charisma de gave om net het goede niveau te halen en hij wist wereldwijd vele mensen te boeien met een reeks die heel interessant, boeiend, onderhoudend en totaal niet oppervlakkig was, met toch ook een filosofische achtergrond erbij.

 

Het is misschien een verkeerde indruk van mij, maar was er in die periode niet meer aandacht voor wetenschap en sterrenkunde op tv? Ik herinner me als jonge kerel bijvoorbeeld Verover de Aarde en Horizon met onder andere Wim Offeciers.

Er is inderdaad wel een en ander veranderd op dat vlak. Naast die twee iconische programma’s die jij vermeldt, waren er geregeld gelegenheidsuitzendingen, zoals over de ruimtesonde Giotto die door de staart van de komeet van Halley vloog in 1986 of ergens in 1973 een avondvullend programma over de afkoeling van het klimaat, inderdaad. De titel was ‘De weermachinerie en de dreiging van het ijs’. Men beschikte toen voor het eerst over globale klimaatmodellen, en de teneur was toen dat er een nieuwe ijstijd op ons afkwam. Waarom? Omdat er teveel CO2 in de lucht was…

En er waren natuurlijk die Maanreizen die tot ieders verbeelding spraken, dat kwam in het lang en in het breed in het nieuws.

Bovendien heerste er in die tijd een soort wetenschappelijk optimisme, men had het idee dat wetenschap en technologie de wereld beter gingen maken met oplossingen voor alle grote wereldproblemen en dat we dus een aangename toekomst tegemoet gingen. Het was een heel optimistische periode, maar in de daaropvolgende decennia ging dat optimisme geleidelijk verloren.

 

Comet_Halley_s_nucleus_as_seen_by_Giotto_pillars.jpg

  

                                                                         ESA's ruimtesonde Giotto kiekt de staart en kern van de komeet van Halley tijdens een dichte nadering in 1986

                                                                                                  Copyright foto: ESA

 

Tijdens bezoeken aan onze volkssterrenwacht valt mij op dat voor vele mensen het verschil tussen planeten en sterren helemaal niet duidelijk is. Ik hoor  het graag nog eens uitgelegd door een specialist, Claude. Wat is nu precies een ster? En hoe kunnen we weten wat we weten over die verre hemelobjecten?

De definitie van een ster is niet honderd procent eenduidig, maar in essentie is een ster een gigantische bol gas die door zijn eigen zwaartekracht wordt bijeengehouden, door die zwaartekracht stijgt binnenin de druk, de materiedichtheid en de temperatuur, en daardoor krijg je in veel sterren kernreacties waardoor dat ze voor hun eigen energie zorgen en uiteindelijk gaan schijnen. Meestal gaat het om kernreacties, maar niet altijd: witte dwergen bijvoorbeeld schijnen door de energie, de warmte die er van vroeger nog inzit.

Er moet wel een minimum aan massa zijn om voor mekaar te krijgen dat de ster voor haar eigen energie kan zorgen. Een object als Jupiter wordt geen ster genoemd, die heeft te weinig massa. Maar je hebt objecten die een stuk meer massa hebben dan Jupiter en die een soort tussencategorie vormen tussen reuzenplaneten en sterren: bruine dwergen.

Er is dus een ondergrens wat de benodigde hoeveelheid massa betreft om een ster te hebben. Wat de bovengrens is, weten we niet precies. Je kan natuurlijk geen oneindige zware sterren hebben, maar er zijn sterren waarvan we weten dat ze 120 tot 140 keer de massa van de Zon hebben. Dat zijn evenwel uitzonderingen: hoe zwaarder de sterren, hoe minder ervan zijn. En dat is echt veel minder. Er zijn honderden miljarden sterren in ons sterrenstelsel die een massa hebben, vergelijkbaar met die van de Zon, maar er zijn er daar slechts een paar duizend met een massa tussen 80 en 100 zonsmassa’s.

Hoe kunnen we iets weten over sterren die zo immens ver weg staan? Natuurlijk weten we al sinds Tycho Brahe en andere astronomen van vroeger dat sterren als lichtpuntjes aan de hemel waargenomen worden en met een bepaalde systematiek bewegen. Om echt iets te weten te komen over de aard van sterren, moet je een spectrum nemen van die ster. Via dat spectrum wordt het mogelijk het licht van die ster te ontleden in zijn verschillende samenstellende kleuren, en daar kan je heel wat informatie over die ster uithalen, zoals de chemische samenstelling en de temperatuur ervan aan de buitenkant. De lichtverdeling in het spectrum ziet er immers heel anders uit naar gelang de oppervlaktetemperatuur van een ster. Wat de chemische samenstelling betreft zie je dat de gewone hoofdreekssterren aan de buitenkant voornamelijk bestaan uit waterstof en helium, de twee lichtste elementen, en maar voor een klein beetje uit elementen die zwaarder zijn.

Dat geldt trouwens ook voor de Zon, die ster kunnen we dan wel van dichtbij bestuderen, maar we kunnen alleen maar de samenstelling ervan zien aan de buitenkant, en dat kan misleidend zijn. Ik geef vaak volgend voorbeeld: als je denkt dat de binnenkant hetzelfde is als de buitenkant, kijk dan eens naar een schoorsteenveger. Als je die van de buitenkant bekijkt, zou je moeten concluderen dat die man uit zuiver koolstof bestaat.

Met een ster is dat zowat hetzelfde: het is niet omdat er aan de buitenkant veel waterstof zit, dat er aan de binnenkant ook veel waterstof zit.

En niet vergeten, uit het spectrum kan men ook de radiële snelheid van een ster afleiden, dat wil zeggen of ze van ons weg beweegt of naar ons toekomt.

Dus uit een spectrum kan je veel informatie halen over sterren. Het spectroscopisch onderzoek is ontstaan aan het einde van de negentiende eeuw, vóór die periode wist men eigenlijk totaal niets over de werkelijke aard van sterren.

 

Zonder de beroemde formule van Einstein E = Mc2 kan je natuurlijk ook niet weten hoe sterren werken?

Klopt, voor de kernfusiereacties in het sterinwendige is dat van essentieel belang. Het gaat ook hier met de relativiteitstheorie en de kwantummechanica voor inzichten die dateren van het begin van de twintigste eeuw.

Op basis van beide theorieën begreep men dat bij de extreem hoge temperatuur en druk in het centrum van een ster lichtere elementen kunnen samensmelten tot zwaardere elementen. Bij die fusie krijg je massaoverschot, wat betekent dat het eindresultaat – in het geval van waterstof wordt helium gevormd – lichter is dan de ingrediënten. Dat massaverschil is heel klein is, maar wordt bij de fusiereactie omgezet in energie. En dan heb je de formule van Einstein E = Mc2 die zegt wat het verband is tussen de energie en de massa. Bij een fusie van vier waterstofdeeltjes naar één deeltje helium heb je een klein beetje van die massa omgezet in energie. Die energie wordt diep in het inwendige van de Zon en van andere sterren aangemaakt, en evolueert uiteindelijk doorheen de omringende materie naar buiten, zodat de buitenkant van de ster straalt in zichtbaar licht en ook in andere elektromagnetische straling.

 

In de tijd dat jij je onderzoek deed aan de VUB was er van asteroseismologie nog geen sprake.    

We kenden het idee al wel, maar technisch was het toen nog niet mogelijk om dergelijke metingen te doen.

 

Asteroseismologie heeft toch een nieuw licht doen schijnen op het inwendige van sterren, niet?

Absoluut. In de jaren 1980 konden wij alleen parameters aan de buitenkant van sterren bestuderen.

Dankzij asteroseismologie kunnen we hetzelfde doen bij sterren als wat seismologen op Aarde kunnen doen, namelijk aan de hand van trillingen allerlei dingen te weten komen over het medium waardoor die trillingen passeren. Bij aardse seismologie gaat dat over de onderliggende aardlagen, de trillingen worden door het inwendige van de Aarde voortgeplant en weerkaatst, en hoe dat gebeurt zegt iets over de aard van de aardlagen. Bij asteroseismologie gaat het om hetzelfde principe waardoor we zicht krijgen op de inwendige structuur van sterren.

De belangrijkste parameter die we kunnen bestuderen is de voortplantingssnelheid van het geluid door het gas, waaruit we kunnen afleiden hoe de temperatuur en dichtheid verloopt in het inwendige van de bestudeerde ster. Dat is natuurlijk fantastisch, omdat dit het soort informatie is die je met een theoretisch stermodel ook vrij gemakkelijk kunt berekenen. En zo kunnen we onze theorieën onmiddellijk vergelijken met de waargenomen resultaten van de asteroseismologie.

Qua basisprincipe is asteroseismologie dus vrij eenvoudig: je hebt sterren die op allerlei manieren trillen, en dat geeft informatie over de binnenkant van die sterren. Maar technisch en wiskundig is het wel een moeilijke en complexe aangelegenheid: je moet immers een grote hoeveelheid verschillende trillingen uit mekaar rafelen, en daar heb je enorm veel waarnemingen voor nodig. Het is niet genoeg om even te kijken, gauw een spectrum te nemen of wat fotometrie te doen, en hop, we kunnen met die data aan de slag. Neen, je moet al die trillingen gedurende lange tijd volgen, zodanig dat je de verschillende manieren van trillen uit mekaar kan puzzelen, en pas dan kan je informatie over het sterinwendige uit je gegevens halen.

Maar de asteroseismologie is alleszins een heel belangrijke branche geworden in het astrofysisch onderzoek, en daar heeft Conny Aerts van het Leuvens instituut voor sterrenkunde veel toe bijgedragen, zij is een wereldautoriteit op dat vlak.

Eén van de grote successen van de asteroseismologie is dat men een duidelijk verschil kon zien tussen twee soorten rode reuzen. Wanneer in de kern de waterstof uitgeput is, verandert een hoofdreeksster in een rode reuzenster. Dan gaat die de rode reuzentak op met waterstofschilverbranding. Maar voordat hij aan de asymptotische tak van het Herzsprung-Russell diagram gekomen is, gaat zo’n ster aan het einde van de heliumverbranding in de kern – dat is een 800 miljoen jaar later – nog een tweede keer omhoog langs de rode reuzentak. Als je alleen de buitenkant bestudeert, zie je alleen een rode reus. Maar met asteroseismologie kan je wel degelijk het verschil zien, omdat de inwendige structuur helemaal anders is in beide gevallen. Dat is een ontdekking die men aan het instituut in Leuven gedaan heeft, en dat is toch een heel belangrijk nieuw inzicht in verband met sterevolutie.

Ook voor de Zon is het bestuderen van die trillingen zeer verhelderend. In het geval van de Zon spreken we over helioseismologie. En zo krijgen we een zodanige inkijk in de Zon dat we rechtstreeks zicht krijgen op de diepte van de convectieve zone, de temperatuur in het inwendige, de bewegingen en circulatie van materie in het inwendige van de Zon: allemaal dingen die men heeft kunnen bepalen door het helioseismologische onderzoek.

 

Asteroseismologie.png

 

                                                                                                                        Voorbeelden van verschillende pulsaties in een ster

                                                                                                       Copyright afbeelding: Conny Aerts, KU Leuven Institute of Astronomy

 

In 2019-2020 was er heel wat te doen over de helderheidsdip van de rode reus Betelgeuze, de door sommigen aangekondigde supernova bleek het alvast niet te zijn. En door nauwkeurige waarnemingen naar aanleiding van die fluctuatie in helderheid is de afstand van deze opvallende ster aan de wintersterrenhemel herrekend.

Dat klopt, blijkbaar was deze reuzenster toch minder groot dan men dacht, en daarom heeft men de afstand bij moeten stellen. In plaats van een goeie 640 lichtjaar zou de afstand 548 lichtjaar bedragen. Men heeft ook lange tijd gedacht dat Betelgeuze een ster is die op het punt staat om te exploderen en supernova te worden, maar dat blijkt niet het geval te zijn. Onderzoekers menen dat Betelgeuze een ster is die aan het eind gekomen is van zijn waterstofverbranding, en die nu pas voor het eerst van de hoofdreeks afgaat.

 

In Heelal verscheen een interessant artikel van jou over het ontstaan van elementen in sterren en het beroemde artikel B2FH. Kan je ons daar iets over vertellen?

Die B2FH verwijst naar de namen Burbidge, Burbidge, Fowler en Hoyle, de vier auteurs van het beroemde artikel dat in 1957 gepubliceerd werd.

Margaret en Geoffrey Burbidge waren een Brits-Amerikaans koppel, allebei astrofysici. Fred Hoyle was een Engelse astronoom aan het Institute of Astronomy in Cambridge. William Fowler was een Amerikaans kernfysicus die in het laboratorium van Caltech met deeltjesversnellers experimenteerde.

Alle vier waren ze erg geïntrigeerd door het ontstaan van de scheikundige elementen in het heelal. Toen in de jaren 1940 het idee van een Big Bang als het begin van ons universum in wetenschappelijke kringen stilaan begon aanvaard te worden, ging men ervan uit dat bij die oerexplosie de temperatuur extreem hoog was, waardoor er enorm veel kernreacties plaatsvonden en alle elementen in het heelal hun oorsprong vonden. Maar het koppel Burbidge, Fowler en Hoyle dachten daar anders over. Ze kwamen daarover verschillende keren samen en penden uiteindelijk hun ideeën in dit verband neer in één enkele publicatie onder de titel ‘Synthesis of the Elements in Stars’. En die is dus vooral gekend als de beroemde B2FH.

In dat artikel beschrijven ze op welke manier je voor het sterinwendige de werkzame doorsnede van kernreacties kunt berekenen, hoe snel kernreacties zich daar voordoen, en ook welke kernreacties er daar voorkomen. Ze beschrijven niet alles tot in de kleinste details, maar wel helemaal tot aan het eindstadium: van waterstofverbranding over heliumverbranding tot koolstofverbranding, maar ook de vorming van zwaardere elementen door neutronenvangst via wat we tegenwoordig het s- en r-proces noemen. Daarbij staat ‘s’ voor ‘slow’ en ‘r’ voor ‘rapid’.

Ze hebben daar dus de basis gelegd voor wat men nucleosynthese is gaan noemen, de studie van de manier waarop elementen in het heelal ontstaan zijn. B2FH is echt een mijlpaal, het is een publicatie die je vandaag, meer dan een halve eeuw later, nog altijd kan lezen. Er zijn slechts een paar dingen die niet kloppen, het gaat dan om dingen die ze in die tijd nog niet konden weten of ook om een paar ideeën die toch niet helemaal juist blijken te zijn.

Het p-proces bijvoorbeeld is ervoor verantwoordelijk dat elementen veel protonen bevatten en weinig neutronen. Daarvoor moet er een mechanisme zijn waarbij heel snel na mekaar protonen kunnen ingevangen worden. En op dat vlak waren de ideeën van Burbidge en co niet helemaal juist. Ook omdat in de jaren 1950 de kennis over kernreacties en vooral van experimentele elementen via kernreacties nog te beperkt was. Als bijvoorbeeld de isotoop of het element waarvan je de kernreactie wil meten onstabiel is, is het moeilijk om een experiment te doen. Je neemt als target iets onstabiel als zuurstof-15 en je begint dat te beschieten om de reactiesnelheid te meten, maar binnen tien minuten is je target verdwenen, want vervallen tot een andere isotoop. Tegenwoordig steunt men op theoretische berekeningen om de snelheden van kernreacties te achterhalen, maar in de tijd van B2FH kon dat niet, hun kennis van kernreacties was te fragmentair.

Hoe dan ook: hun artikel uit 1957 is absoluut geniaal. Daarmee werd de basis gelegd voor het verdere onderzoek gedurende de daarop volgende decennia. Het is nog altijd één van de meest geciteerde publicaties aller tijden.

 

Nucleosynthesis_periodic_table.png

            

                                                                                                                  Nucleosynthese: de oorsprong der elementen

                                                                                                            Copyright afbeelding: Cmglee via Wikipedia

 

Na de publicatie is er ook niet al te veel controverse rond geweest, niet?

Dat zou ik niet durven zeggen. Toen de studie gepubliceerd werd, zijn er toch wel de nodige wenkbrauwen gefronst bij het lezen van die rare theorie waar ze mee waren afgekomen, en dan zeker het idee dat niet alle elementen bij de Big Bang gevormd waren. Maar als er al controverse was, dan vooral aan het eind van de jaren 1950 en in het begin van de jaren 1960. Nadien is alleen maar bevestiging gekomen van wat Burbidge, Burbidge, Fowler en Hoyle beweerden.

Neem het s-proces. Als je naar de abundanties kijkt, dus naar het gehalte van die s-proceselementen, komt dat zeer goed overeen met hun simulatie van het s-proces. Bij dat proces gaat het om de trage vangst van neutronen door zwaardere elementen. Als het s-proces na verloop van tijd in evenwicht is, krijg je een toestand waarbij het gehalte van een bepaald element omgekeerd evenredig is met zijn werkzame doorsnede voor neutronenvangst.

Misschien klinkt dit een beetje technisch, maar het wil eigenlijk zeggen: hoe moeilijker een element reageert met neutronen, hoe meer er van dat element te vinden zal zijn. Als het element snel reageert met neutronen, dan zal er weinig van zijn. Het product van die twee is constant, het ene is omgekeerd evenredig met het andere.

En dit is bijgevolg een eenvoudige maar spectaculaire bevestiging dat het s-proces correct is. Stel dat het proces om die elementen te maken anders zou zijn, dan zou ook de verdeling van de abundanties anders zijn. Maar het feit dat de abundanties omgekeerd evenredig zijn met de werkzame doorsnede van de neutronen bewijst dat het s-proces correct is. Kort na de publicatie van het artikel heeft men dit al kunnen bevestigen. Nadien, met steeds nauwkeuriger bepalingen van reactiesnelheden binnen de atomen, kon men ook beter de abundanties bepalen, en dat bevestigde alleen maar de theorie, voorgesteld in B2FH.

Het enige andere voorbeeld van een publicatie die zo lang autoritair overeind blijft is de relativiteitstheorie van Einstein, die al meer dan honderd jaar zonder correctie haar deugdelijkheid keer op keer bewijst. In zijn globaliteit is ook de kwantummechanica nog altijd een correcte theorie, maar er zijn intussen wel heel wat correcties aan aangebracht. Idem voor de modellen waarin elementaire deeltjes geklasseerd worden, het zogenaamde standaardmodel. Nu weten we al vele jaren dat dit model niet correct is. Het standaardmodel is een beetje voor elementaire deeltjes wat de theorie van Newton is voor de mechanica. We weten dat de theorie van Newton op universele schaal niet correct is – je moet beroep doen op de algemene relativiteitstheorie om dingen als zwarte gaten en de uitdijing van het heelal te kunnen verklaren – maar in de praktijk van alledag, dus voor ons mensen in 99,9% van de gevallen, volstaat de theorie van Newton om de mechanica te begrijpen: als je wil berekenen hoe snel een bal naar beneden valt, ga je daar geen algemene relativiteit op toepassen…

En dat is hetzelfde met het standaardmodel. Voor het overgrote deel van alles wat wij doen op gebied van kwantummechanica, elementaire deeltjes en kernfysica is het standaardmodel ruim voldoende. Maar we weten dat het conceptueel niet juist kan zijn omdat er incongruenties zijn. Er is bijvoorbeeld het gegeven dat neutrino’s van de ene soort in de andere kunnen overgaan, de zogenaamde neutrino-oscillaties. Dat impliceert dat neutrino’s een rustmassa hebben die niet nul is, wat in tegenspraak is met het standaardmodel.

Dus we weten dat er problemen zijn met het model, maar de vraag is natuurlijk: wat stel je in de plaats? En dan blijkt het toch niet zo gemakkelijk te zijn om met iets anders op de proppen te komen dat een verklaring biedt voor de onopgeloste problemen, maar tevens ook gans het standaardmodel goed omvat. Dat geldt evenzeer voor de theorie van Einstein: dat is fantastisch, die relativiteitstheorie, maar je moet er ook de gewone mechanica mee kunnen verklaren.

Hetzelfde met de kwantummechanica: als je die statistisch gaat uitmiddelen, moet je de gewone mechanica terugvinden. In het begin was het verre van evident om dat te realiseren. Het was de Oostenrijker Paul Ehrenfest, hoogleraar theoretische fysica aan de universiteit van Leiden en persoonlijke vriend van Einstein en Bohr, die daarin slaagde met wat wij nu kennen als de stelling van Ehrenfest.

En dezelfde vereiste geldt voor iedereen die met alternatieve theorieën komt. Zo moeilijk is het niet om wat creatief te denken en een ander model voor te stellen in plaats van het standaardmodel. Maar je moet wel iets vinden dat consistent is en dat ook al wat we tot nu hebben kan verklaren, plus dan de nieuwe dingen die in het oude model onopgelost waren. En daarnaar is men nog altijd op zoek.

(wordt vervolgd)

 

Telkens fijn om met jou een babbel te hebben, Claude. Hartelijke dank, ik kijk al uit naar een volgend artikel van jou in Heelal. En ongetwijfeld zien we jou dra weer op MIRA voor een boeiende lezing over de wondere wereld van de sterren.

 

Tekst: Francis Meeus, juni 2021