Zwarte gaten doken op als wiskundige oplossing van de algemene relativiteitstheorie, ontdekte de Duitse wiskundige Schwarzschild in 1916 aan het oostfront. Minder bekend onder het grote publiek is dat er een tweede oplossing bestaat, die wiskundig gezien even consistent is: het witte gat. In deze video meer over witte gaten.
Een wit gat is een object, waar je alleen met snelheden hoger dan de lichtsnelheid binnen kan komen. Het tegenovergestelde van een zwart gat dus. Volgens sommige kosmologen vormen zwarte en witte gaten paren, die via wormtunnels verbonden zijn. Via die wormtunnels zou je dan naar een andere tijd, een andere plaats of misschien zelfs naar een ander heelal kunnen reizen.
Wit gat. Bron/copyright: daviddarling.info
Volgens andere kosmologen kunnen witte gaten niet bestaan, omdat ze de Tweede Hoofdwet van de Thermodynamica lijken te overtreden. Iets waar je de gemiddelde natuurkundige geen plezier mee doet, wat ook de reden is dat witte gaten als theoretische objecten een kwijnend bestaan leiden.
We kennen voorbeelden van astronomische objecten die vanwege hun extreme dichtheid niets anders kunnen zijn dan een zwart gat. We kennen geen voorbeelden van witte gaten. Dat hoeft echter niet te betekenen dat ze niet bestaan. Wie weet was de Big Bang in feite een wit gat, zoals een handjevol kosmologen denkt.
Astrofysici Aron Retter en Schlomo Heller van de Universiteit van Tel Aviv in Israël denken dat witte gaten de oorzaak zijn van de raadselachtige gammaflitsen[1]
Test je algemene kennis over zwarte gaten. Wist je bijvoorbeeld al dat zwarte gaten vijftig keer zo veel energie per kilogram leveren als de veelbejubelde kernfusie, en dat een zwart gat in de buurt onze energieproblemen zou oplossen?
De algemene relativiteitstheorie voorspelt dat er massaconcentraties bestaan, waarbij zelfs licht niet meer kan ontsnappen: zwarte gaten. Hoewel er nog niet 100% zeker is vastgesteld dat zwarte gaten inderdaad bestaan, zijn er wel meerdere verschijnselen aangetroffen die alleen door middel van een zwart gat zijn te verklaren. De kleinst bekende zwarte gaten hebben een massa van enkele zonsmassa’s, de grootste van vele miljoenen zonsmassa’s.
Al jaren is het een raadsel waarom de oudste heliumdwergen uit het zicht verdwijnen. Een exotisch kwantumproces verklaart mogelijk waarom. En nog een bonus: dit is ook de eerste waarneming van het spookachtige Higgsmechanisme in actie, als dit klopt.
Witte heliumdwergen vormen zich als van een klein sterretje de buitenste gaslagen worden gestript.
Witte-dwergsterren zijn de uitgebrande resten van sterren, waarin alle fusiebrandstof al is omgezet. De meeste witte dwergsterren bestaan uit witgloeiende koolstof en zuurstof. De lichtste variant, met een kern van helium, ontstaat als de kleine M-sterren, rode dwergen, uitgebrand zijn. Dit type sterren is te licht om helium te kunnen omzetten in koolstof en zuurstof. Omdat een kleine ster een veel grotere levensduur heeft dan een grote ster (tot 1000 miljard jaar, ter vergelijking: ons heelal is ‘maar’ 13,5 miljard jaar oud), zijn de weinige heliumdwergen die bekend zijn, het gevolg van het opslokken van hun buitenste gaslagen door een begeleider.
Afkoelen duurt langer dan het heelal oud is
Witte dwergen produceren geen energie meer, dus koelen uiteindelijk af tot zwarte dwergen die zo koud zijn dat ze geen warmte of licht meer uitzenden. Dit afkoelen duurt echter zeer lang[1], rond de tienduizend miljard jaar, waardoor er op dit moment nog geen zwarte dwergen zijn gevormd. Althans, denken astronomen, want de koelste witte dwerg ooit waargenomen blijkt nog een temperatuur te hebben van plm. 3600 graden Celsius (rond de 3900 K). De precieze snelheid waarmee witte dwergen hangt af van hun structuur en is vrij ingewikkeld [1], maar wordt op zich goed begrepen. Naar nu blijkt, blijken heliumdwergen zich echter onverwacht afwijkend te gedragen.
Heliumdwergen koelen veel sneller af… waarom?
Tot nu toe wordt gedacht dat helium onder hoge druk (net als andere stoffen) een elektronenvloeistof vormt. Atomen worden zo dicht op elkaar geperst dat elektronen niet meer verbonden zijn aan één atoom. Dit is een vorm van gedegenereerde materie. Als de druk nog verder toeneemt, vormen de atoomkernen een soort kristal in de zee van elektronen. De eigenschappen van dit heliumkristal bepalen hoe snel de ster afkoelt. Hoe lager de warmtecapaciteit van het kristal, des te minder hitte kan het bergen en hoe sneller het afkoelt.
Wat bepaalt de warmtecapaciteit?
Die warmtecapaciteit hangt, zoals de warmtecapaciteit van alles, af van het aantal vrijheidsgraden van de atoomkernen en elektronen in het kristal. De warmtecapaciteit van water is bijvoorbeeld zo enorm groot omdat watermoleculen op heel veel verschillende manieren intern en extern kunnen bewegen, waardoor ze veel energie op kunnen slaan. Zo kunnen de waterstof- en zuurstofatomen onderling bewegen, het molecuul kan draaien, de waterstofbruggen, waarmee watermoleculen elkaar aantrekken, geven nog een extra aantal vrijheidsgraden. Kortom: verandert de structuur van het ‘atoomkernkristal’, dan heeft dat enorme gevolgen voor de hoeveelheid warmte die de witte dwerg op kan slaan.
In feite werkt magnetische koeling ook zo. Als het magnetisch veld aan wordt geschakeld, kunnen de atomen in het materiaal veel minder verschillende kanten op trillen. Omdat de energie behouden blijft, wordt deze verdeeld over minder trillingen. De temperatuur neemt daardoor enorm toe en het materiaal dumpt zijn warmte. Als het veld weer uit wordt geschakeld, is het materiaal opeens ijskoud. Immers, de warmte wordt nu opeens uitgesmeerd over meer trillingsmogelijkheden.
Quasideeltjes in een kwantumvloeistof
Naar nu blijkt, kan het helium ook een soort Bose-Einstein condensaat vormen. Dat betekent dat de atoomkernen hun identiteit verliezen en dat het verandert in een soort vloeistof. Astrofysicus Paulo Bedaque van de universiteit van Maryland in College Park en enkele collega’s onderzoeken hoe de aanwezigheid van een dergelijk condensaat de warmtecapaciteit beïnvloedt[2]. Naar nu blijkt, kunnen heliumcondensaten extreem veel verschillende quasideeltjes vormen. Deze quasideeltjes bestaan niet werkelijk, maar zijn in feite trillingen in het condensaat. In de bekende Bose-Einsteincondensaten, die zich vormen in extreem koude stoffen, is het gedrag van quasideeltjes al goed bekend. Deze trillingen transporteren snel hitte uit het binnenste van de ster.
Bedaque en zijn groep hebben nu een quasideeltje gevonden dat de warmtecapaciteit van de kwantumvloeistof met factor honderd verkleint. De gevolgen laten zich raden: deze witte dwergsterren koelen veel sneller af. Ze denken zelfs dat deze snelle afkoeling meetbaar is.
Bewijs voor het Higgsmechanisme gevonden?
Al jarenlang breken astrofysici zich tevergeefs het hoofd waarom heliumdwergen zo snel afkoelen. Enkele jaren geleden vonden astronomen een groep heliumdwergen in een bolvormige sterrenhoop enkele duizenden lichtjaren van hier. Als de temperatuur en helderheid van witte dwergen tegen elkaar worden afgezet vinden astronomen een vloeiende lijn tot de witte dwergen niet meer zichtbaar zijn met de telescoop. Met deze heliumdwergen bleek wat vreemds aan de hand. De lijn eindigde ruim boven de detectielimiet van de Hubble-ruimtetelescoop. Om een bepaalde reden verdwenen de zwakste, koelste en oudste sterren plotsklaps uit beeld. Zou de vorming van een Bose-Einstein kwantumvloeistof, dat plaatsvindt onder een bepaalde temperatuur, inderdaad verantwoordelijk zijn voor het snelle afkoelen van witte heliumdwergen? Dit zou inderdaad verklaren waarom de dwergen plotseling uit het zicht verdwijnen.
Ook interessant is dat in hun model gebruik wordt gemaakt van het Higgs-mechanisme om fotonen magnetische massa te geven. Dit zou dan het eerste geval zijn waarin het Higgsmechanisme daadwerkelijk verantwoordelijk is voor een waargenomen natuurkundig proces.
Merkwaardige röntgenbronnen in de buurt van het centrale zwarte gat in het Melkwegstelsel kunnen alleen worden verklaard, door aan te nemen dat het hier om een soort ‘echo’ gaat. Zou dit misschien ook de Kleine IJstijd veroorzaakt kunnen hebben? Raadselachtige röntgenbronnen
Al meer dan tien jaar bestuderen astronomen verschillende raadselachtige bronnen van röntgenstraling in de buurt van het centrum van de Melkweg. De röntgenstraling is een raadsel, want het gas in de wolken waar deze door uitgezonden wordt is niet heet genoeg om röntgenstraling uit te zenden. Astrofysici staan dan ook voor een raadsel. Eén van de ideeën die nader worden onderzocht is dat de röntgenstraling een echo vormt van een eerdere, krachtiger bron die eerder is uitgebarsten. Inderdaad ontdekten onderzoekers dat het patroon waarop de bronnen opvlammen doet vermoeden dat het hier gaat om de echo’s van één krachtige bron, en zo zijn er meer aanwijzingen.
Er zijn meerdere processen die deze felle röntgenstraling op kunnen wekken. Zo zijn er dubbelsterren, bestaande uit een ‘normale’ ster en een compacte witte dwerg of neutronenster die gas van de ‘normale’ ster opslurpt. Hierbij komt extreem felle röntgenstraling vrij. Bij een dergelijke energieuitbarsting kan tot 1028 W vrijkomen. Dat is per seconde voldoende om de aarde van 3000 jaar zonlicht te voorzien. Bleek de intensiteit van de uitbarsting veel groter, dan is er maar één mogelijke verklaring: een uitbarsting van het zwarte gat in het centrum van de Melkweg zelf: Sagittarius A*.
Dader betrapt: Sagittarius A*
Masayoshi Nobukawa enm zijn collega’s aan de Kyoto Universiteit in Japan hebben het eerste ondubbelzinnige bewijs gevonden dat Sgr A* inderdaad verantwoordelijk is voor de uitbarstingen. Ze hebben met behulp van de Suzaku röntgensatelliet de intensiteit van de röntgenstraling van diverse wolken gemeten. Ze ontdekten iets interessants: de röntgenstraling van de wolken vertoont dezelfde afnamecurve, zij het dat deze onderling een paar jaar verschoven zijn. De meest logische verklaring: deze wolken zijn door dezelfde röntgenflits beschenen. Door het verschil in afstand zien wij verschillen van enkele jaren tussen verschillende wolken.
Ook berekenden Nobukawa en zijn collega’s dat bij deze uitbarsting 1032 watt vrijkwam: het vermogen van ongeveer honderdduizend zonnen, afgegeven in meerdere eeuwen. Dit is veel te veel om door een enkele ster of dubbelsterren veroorzaakt te zijn. De conclusie: Sagittarius A* moet verantwoordelijk zijn. Deze wolken bevinden zich op ‘slechts’ enkele honderden lichtjaar van Sgr A*, dus moet de uitbarsting de aarde van de veertiende eeuw tot de zeventiende eeuw in röntgenstraling hebben gebaad.
In de toekomst weer een uitbarsting?
Astronomen nemen nu waar dat Sgr A* röntgenstraling met een intensiteit van 1027 W uitstraalt en voortdurend kleine opvlammingen vertoont. Het is dus niet onlogisch, te veronderstellen dat wat in het verleden gebeurd is, zich ook in de nabije toekomst zal herhalen. maar zelfs als dat gebeurt, zullen we alleen indirect via echo’s kunnen waarnemen wat er precies gebeurt. We kunnen Sgr A* namelijk slecht rechtstreeks waarnemen.
Kleine IJstijd veroorzaakt door Sgr A* ?
Ongeveer in deze tijd, van halverwege de zestiende eeuw tot halverwege de negentiende eeuw, daalden de temperaturen op het noordelijk halfrond sterk. Uit deze tijd dateren de bekende schilderijen van oud-Hollandse meesters met wintertaferelen. De grote rivieren vroren geregeld dicht.Volgens een theorie van de Deense klimaatscepticus Henrik Svensmark is kosmische straling verantwoordelijk voor het vormen van wolken. Als een geladen kosmisch deeltje de atmosfeer raakt, worden her en der in zijn pad moleculen geïoniseerd, d.w.z. gestript van één of meerdere elektronen. Deze geladen deeltjes vormen een ideale aanhechtingsplaats voor watermoleculen, waardoor kleine mistdruppeltjes ontstaan en een wolk wordt gevormd. Geen onlogische theorie: zo werkt een nevelvat met oververzadigde damp immers ook. Wolken weerkaatsen veel zonlicht – kijk voor de grap eens naar beneden als je weer in een vliegtuig zit – dus zorgen voor afkoeling.
Als de aarde in een gigantische röntgenvloed werd gebaad, moet dat (als de omstreden theorie van Svensmark klopt) tot veel wolkenvorming, dus een flinke afkoeling hebben geleid. Precies wat er tijdens de Kleine IJstijd in het noordelijk halfrond is gebeurd. Röntgenstraling bestaat weliswaar uit fotonen en niet uit geladen deeltjes, maar is wel krachtig genoeg om elektronen los te slaan uit moleculen en wordt dan ook eveneens tot de ioniserende straling gerekend.
Een probleem met deze verklaring is de time lapse van twee eeuwen. Wel ligt Sgr A* in het sterrenbeeld Boogschutter, dat precies in de wintermaanden overdag boven de horizon staat. Als door de straling van Sgr A* overdag de wolkenvorming werd vergroot, zal dat de ernst van de winters sterk hebben vergroot. Misschien was sprake van een naijleffect, waarbij de vroege wolkenvorming en afkoeling nog werd gecompenseerd door het immense aardse warmtereservoir. Of kwam bij de uitbarsting ook andere kosmische straling vrij, bijvoorbeeld muonen, die massa hebben en iets langzamer dan de lichtsnelheid reizen.
Hoe kunnen we ontdekken of Einsteins zwaartekrachtstheorie ook in zeer zware hemellichamen opgaat? Antwoord: door de zon als natuurlijke zwaartekrachtsdetector te gebruiken, stelt fysicus Castanella voor. Kunnen we zo twee vliegen in één klap slaan?
Algemene relativiteitstheorie niet volmaakt
Einsteins algemene relativiteitstheorie is een van de twee hoekstenen van de moderne natuurkunde. Toch zijn er met algemene relativiteit wat vervelende dingen aan de hand. Zo is het lastig om het conflict tussen de algemene relativiteitstheorie en kwantummechanica op te lossen.
De zon, volgens neutrinotelescoop Super-Kamiokande. Duidelijk is te zien dat bijna alle kernfusie in de kern plaatsvindt. Bron: NASA
Er zijn ook enkele minder algemeen bekende problemen. Einsteins vergelijkingen vertellen ons over de zwaartekracht in het luchtledig op enige afstand van een massief hemellichaam. Maar hoe gedraagt zwaartekracht zich in een zeer zwaar object zoals de zon of een neutronenster? In een zwak zwaartekrachtsveld, zoals dat van de aarde, is er weinig aan de hand. De zwaartekrachtsvergelijkingen reduceren tot de klassieke zwaartekrachtstheorie van Newton en die zijn welbekend. Anders wordt het in een veel sterker veld. Niemand weet precies hoe de vervorming van ruimte-tijd in materie plaatsvindt.
Neutronensterren
Welke invloed de aanwezigheid van materie op een bepaalde plaats precies heeft op een zwaartekrachtsveld op die plaats is een mysterie. Verschillende theoretici hebben aanpassingen aan de zwaartekrachtstheorie voorgesteld die weinig of geen verschil maken voor zwaartekracht in een vacuüm, maar belangrijke implicaties hebben voor zwaartekrachtsvelden in grote, massieve voorwerpen. Dit heeft grote gevolgen voor de manier waarop bijvoorbeeld neutronensterren worden gemodelleerd. Neutronensterren, de bizarre objecten die we kunnen waarnemen als pulsars, hebben de dichtheid van een atoomkern maar de massa van een complete ster, samengeperst in een bol met een doorsnede van iets meer dan tien kilometers. Hun dichtheid is zo extreem groot dat hier afwijkend gedrag van de zwaartekracht in materie een grote rol gaat spelen. De dichtstbijzijnde pulsar staat op honderden lichtjaren afstand, dus er was tot nu toe geen praktische methode om deze metingen uit te voeren.
De zon als gevoelig zwaartekrachtsinstrument
Daar is nu verandering in gekomen. Jordi Casanellas van de Technische Universiteit van Lissabon in Portugal met enkele collega’s hebben ontdekt dat deze kleine veranderingen in de zwaartekrachttheorie invloed hebben op de interne structuur van de zon. En dat laatste heeft weer gevolgen op hoe de zon zich gedraagt, wat we uiteraard kunnen meten.
Op dit moment begrijpen zonnekenners redelijk goed hoe onze ster functioneert. De zon is, zoals alle stabiele sterren, in evenwicht tussen de verpletterende zwaartekracht en de stralingsdruk door de kernfusie van waterstof in helium. In hun modellen wordt een volledig Newtoniaans zwaartekrachtsveld in de zon aangenomen. Elke kleine verandering in de zwaartekrachtstheorie moet volgens de onderzoekers een duidelijk waarneembaar effect hebben. Immers: verandert de sterkte van de zwaartekracht, dan verandert ook de temperatuur van de kern van de zon. Hoe sterker de zwaartekracht, hoe heter de zon moet zijn om voldoende kernfusie op te wekken. En hoe sneller de fusie dus verloopt.
Neutrinotelescoop
Gelukkig is er een manier om rechtstreeks in de kern van de zon te kijken. Er komen bij kernreacties neutrino’s vrij, spookachtige deeltjes die zelfs door een half lichtjaar massief lood kunnen vliegen zonder geabsorbeerd te worden. Een secundaire kernreactie in de zon is de vorming en het weer uiteenvallen van boor-8. Hoe heter de zon, hoe vaker deze kernreactie optreedt en hoe meer neutrino’s voorkomen.
Neutrinotelescopen op aarde (die het meeste weg hebben van een monsterachtig groot vat vloeistof, omringd met deeltjesdetectoren) hebben nauwkeurig de neutrinoflux van deze reactie gemeten. Daarom kunnen we sterke beperkingen zetten op de maximale grootte van eventuele afwijkingen van de zwaartekrachtstheorie.
De muziek van de zon
Een andere methode is te letten op de manier waarop de zon trilt. De zon vibreert in allerlei verschillende frequenties, die weer veel informatie opleveren over hoe heet het diep in de zon is en hoe dicht de materie.
Casanellas en zijn collega’s hebben deze bestaande gegevens gebruikt om sterke beperkingen te zetten op de maximale grootte van door koppeling van materie en zwaartekracht veroorzaakte afwijkingen van de zwaartekracht. Helaas zijn de belangrijkste theorieën over gemodificeerde zwaartekracht nog steeds niet uitgesloten door de waarnemingen. Als in de toekomst waarnemingen nauwkeuriger worden, kan dat wel – of ontdekken we totaal nieuwe eigenschappen van de zwaartekracht.
Tijd dus voor een nauwkeuriger zonnesatelliet. Niet alleen kunnen we zo de zon en gevaarlijke zonnestormen beter voorspellen, ook zitten we zo op de eerste rang voor de grootste zwaartekrachtdetector denkbaar. En kunnen we ontdekken of de zwaartekrachtstheorie niet wat aanpassingen nodig heeft.
Op het eerste gezicht lijken de zonnestelsels van witte dwergen, de witgloeiende resten van zonachtige sterren, niet bepaald de meest geschikte plaats om een aardachtige planeet te herbergen. Echter, schijn bedriegt, zegt astronoom Eric Agol.
Wat zijn witte dwergen? Gedurende hun lange leven smelten sterren als de zon hun waterstof geleidelijk om tot helium, waarbij gigantische hoeveelheden energie vrijkomen: per gram waterstof voldoende voor ongeveer een eeuw elektriciteitsgebruik van een klein gezin.
Een witte dwerg (midden) is veel kleiner dan de zon (rechts) maar veel heter.
Na enkele miljarden jaren (bij de zon: nog vijf miljard jaar, dus sluit je nog niet aan bij een doomsday sekte) is de waterstof op en vormt zich een enorme rode reus (stel je voor: de zon die de aarde opslokt), die na miljoenen jaren door een grote explosie zijn roodgloeiende mantel afstoot.
Deze vormt een vaak spectaculaire planetaire nevel, terwijl de witgloeiende kern achterblijft.
De materie in deze kern is extreem dicht en wordt elektronenvloeistof genoemd, omdat door de enorme zwaartekracht atomen niet meer bestaan en atoomkernen en elektronen door elkaar zwerven. Een theelepeltje elektronenvloeistof heeft een massa van duizend kilogram: witte dwergen zijn ongeveer zo groot als de aarde maar bevatten de massa van een ster. Ze zijn zeer heet: tienduizenden graden, maar kennen in verhouding tot hun massa een heel klein oppervlak, waardoor ze in verhouding toch weinig energie uitstralen.
De rode-reusfase met daarna de grote explosie die de stermantel wegblaast, laat voorzover we weten weinig heel van planetenstelsels. Planeten dicht bij de ster worden door de rode reus opgeslokt of drooggekookt. Planeten die dit overleven, krijgen door de eindexplosie een stevige dreun. Kortom: niet bepaald een prettige omgeving voor leven.
De bewoonbare zone van een witte dwerg is heel klein, maar blijft wel miljarden jaren behaaglijk.
Echter: zodra de witte dwerg zich eenmaal heeft gevormd,ontstaat een stabiele zone waarin leven zich kan ontwikkelen en die volgens berekeningen van astronoom Eric Agol van de universiteit van Washington,ongeveer drie miljard jaar in staat blijft om leven te onderhouden.
Het gaat om planeten die zeer dicht bij hun ster staan: 0,3 tot 1,5 miljoen kilometer, een honderdste AE (een AE is de afstand aarde-zon) of één tot vier keer de afstand aarde-maan.
Door de enorme getijdekrachten verliest een dergelijke planeet al snel zijn draaiing en kent hij een eeuwige dag, waarbij de zon altijd op dezelfde plaats van de hemel staat. De nachtzijde zal bedekt zijn met dikke lagen ijs. Een jaar zou een dag of zelfs maar enkele uren duren.
Astronomen op deze wereld zouden dus de bittere koude van de nachtzijde moeten trotseren en goede volgkijkers moeten bouwen.
De planeet zou volgens berekeningen van Agol ongeveer drie miljard jaar bewoonbaar blijven. Het leven op aarde is veel sneller ontstaan, dus in principe zou een dergelijke planeet leven moeten kunnen ontwikkelen. Naarmate de witte dwerg afkoelt, zal de planeet langzamerhand bevriezen.
Agol denkt dat planeten rond een witte dwerg redelijk eenvoudig te vinden zijn, omdat witte dwergen zo groot zijn als een aardachtige planeet en dus een bedekking door een planeet de lichtintensiteit snel zal laten verminderen. Wel vereist het bestaan van een planeet zo dicht bij het hart van een voormalige ster (om een indruk te geven: als de aarde op die afstand van de zon zou staan, zou de zon een kwart van de hemel in beslag nemen) de migratie van een ver weg staande planeet die de rode-reus fase overleefd heeft.
Een uiterst zeldzame gebeurtenis, astrofysisch gesproken, maar niet onmogelijk. In ons eigen zonnestelsel verklaart het migreren van planeten volgens sommigen de merkwaardige rotatie van ijsreus Uranus.
