SRON - Grenzen ruimteonderzoek

De canon "Vijftig jaar Nederlands ruimteonderzoek" is opgesteld in 2012.

Sunday Jan 19th, 2020

Ruimteonderzoek: Is daar eigenlijk een grens aan?

Wat weten we niet?
Wat weten we wel?
Hoe zouden we erachter kunnen komen?
Links

Wat weten we niet?

We weten niet welke grenzen er precies zijn aan het ruimteonderzoek. Met een beetje goede wil kunnen we 'voorspellen' wat er de komende tien tot twintig jaar gaat gebeuren. Niet dat er een gebrek is aan voorstellen om onderzoek te doen aan de aarde, het zonnestelsel of het heelal. De praktische grenzen zijn vooral die van financiering, en deels ook de beschikbaarheid van technologie. Bovendien deint de omvang van het ruimteonderzoek mee op de economische voor- en tegenspoed. En binnen de beschikbare middelen wisselt de toedeling aan 'praktisch gericht' onderzoek, zoals veel onderzoek aan de aarde, en 'fundamenteel' onderzoek, zoals de meeste sterrenkundige projecten.

Stel eens dat geld geen rol speelt. Je kunt dan je fantasie de vrije loop laten en proberen je voor te stellen wat ruimteonderzoekers van de toekomst tot hun beschikking hebben. Ruimtetelescopen van enorme afmetingen, livebeelden van aardachtige planeten bij andere sterren, films waarin we tot in detail zien hoe materie in een zwart gat verdwijnt, en nog veel meer. Kunnen we misschien ooit buitenaards leven ... gewoon zien? En komt er ooit een tijd dat we, dankzij ruimtetechnologie, zelf reizen tussen de sterren en onderzoek ter plaatse kunnen doen, in plaats van op afstand met telescopen? Geldt the sky is the limit?

Wat weten we wel?

Ruimteonderzoekers weten heel goed waar de huidige grenzen liggen. Die worden vooral bepaald door de beperkingen van de ruimtetelescopen zelf. Vrijwel alles wat we weten van hemelobjecten is afgeleid uit de elektromagnetische straling die we ontvangen. Van radiogolven, via submillimetergolven en infrarood naar zichtbaar licht. En verder via het ultraviolet en röntgenstraling naar gammastraling. Wetenschappers komen ten minste zes beperkingen tegen.

De intensiteit van de bron. Als je naar heel ver weg staande objecten kijkt, of naar heel zwakke objecten, ben je afhankelijk van de fotonen die je kunt meten.
Lees meer: wat betekent dit?
De zwakke intensiteit van de bronnen stelt eisen aan je detectoren: ze moeten zo gevoelig zijn dat je er eigenlijk geen enkele mist. Om voldoende fotonen te verzamelen, kun je vervolgens lang 'belichten'. Maar veel effectiever is het om de opening van de kijker te vergroten. Die bepaalt hoeveel fotonen je maximaal van een zwakke hemelbron verzamelt per tijdseenheid.
De positie van de bron. Hoe ‘scherp’ en 'vergroot' je een bron kunt zien, wordt ook grotendeels bepaald door de opening van de kijker: hoe groter die is, hoe scherper je kunt zien. En verder ook door de brandpuntsafstand van de telescoop: hoe langer, hoe kleiner de details die je van elkaar kunt onderscheiden.
Lees meer: de manier om grote telescopen te simulerenMet interferometrie kun je verschillende telescopen combineren, die in de ruimte in formatie met elkaar vliegen. Zo simuleer je een grote telescoop met de opening ter grootte van de afstand tussen de twee aparte telescopen. Deze techniek is met succes toegepast in de radiosterrenkunde. Inmiddels lukt de techniek ook in zichtbaar licht en kan het worden toegepast in de röntgensterrenkunde. Maar de verschillende elementen van deze samengestelde telescoop moeten elk toch een grote opening hebben om ook bij lichtzwakke bronnen bruikbare interferometrie te kunnen doen.
De samenstelling van de bron. Welke chemische elementen in of nabij de bron voorkomen, kun je bepalen met het spectrum. De spectrale lijnen vormen als het ware de streepjescode van de stoffen waarvan de bron is gemaakt.
Lees meer: het spectrale vermogenHet spectraal vermogen wordt vooral bepaald door de detectorgevoeligheid. Zeker als het gaat om zwakke bronnen, geldt dat ieder foton er één is. Moderne detectietechnieken die werken bij temperaturen vlak boven het absolute nulpunt, zijn vaak al in staat om nagenoeg alle binnenkomende fotonen te meten. En om de energie van die fotonen heel precies te bepalen. Nóg gevoeliger detectoren hebben in principe geen zin omdat je niet méér informatie zult verkrijgen. Dat lukt wel als je per tijdseenheid meer fotonen kunt meten. En dus als – wederom – de opening van de kijker groter is.

Overigens stelt de natuur zelf nog een beperking: de fotonruis. Stel dat een gas een spectraallijn uitzendt van theoretisch één golflengte. In de praktijk zal de natuur door statistische effecten deze fotonen uitzenden met een bepaalde verdeling rond deze theoretische golflengte. Met detectoren meet je dus op zijn best deze uitgezonden verdeling. Je ziet nooit dat alle fotonen precies de theoretische golflengte bezitten. Als er nu een tweede zwakke spectraallijn bestaat, misschien van een ander gas, met een theoretische golflengte die heel dicht bij die van de eerste lijn ligt, zul je die nooit kunnen zien. Hoe goed je ook kijkt. Want hij verdwijnt in de breedte van de eerste lijn.
De variabiliteit van de bron. Voor mensen lijkt de hemel onveranderlijk. En inderdaad, de meeste sterrenkundige processen spelen zich af op tijdschalen van eeuwen, tot miljoenen en miljarden jaren. Er is een aantal gebeurtenissen die zich wel afspelen op onze 'menselijke' tijdschaal. Denk maar aan supernovae, of exoplaneten die rond hun moederster draaien.
Lees meer: zeer snelle veranderingen in hemelbronnenMaar er zijn ook fenomenen die zich op uiterst korte tijdschalen afspelen, op een onmenselijk kleine tijdschaal. Zoals bij milliseconde pulsars, neutronensterren die in fracties van een seconde rondtollen. Of bij de materieschijven rond zwarte gaten, en bij allerlei explosies. We willen dan metingen doen op een tijdschaal van honderdsten van seconden. Bij lichtzwakke bronnen hebben we dan een probleem. Je moet binnen die milli- of microseconde wél genoeg fotonen kunnen verzamelen om veranderingen te kunnen zien. Lang naar een bron kijken heeft dan geen zin. Je zult met een grote telescoop veel fotonen in korte tijd op de detectoren moeten laten vallen.
De polarisatie van de bron. Fotonen trillen in een richting loodrecht op de verplaatsingsrichting. Het vlak waarin de trilling plaatsvindt, is in principe willekeurig. Maar door de wisselwerking met magnetische velden, door weerkaatsing en verstrooiing, kan er een (lichte) voorkeursrichting ontstaan voor de trillingen. Dat heet polarisatie.
Lees meer: wat leert polarisatie ons? Het meten ervan geeft waardevolle informatie over bijvoorbeeld de sterkte, de vorm en de richting van magnetische velden. Of over de samenstelling van de atmosfeer van een exoplaneet. Het effect is goed meetbaar bij lagere golflengten, zoals in radiostraling en zichtbaar licht. Polarisatie informatie bij kortere golflengten is lastiger te verkrijgen. Bij polarisatie gaat het om een statistisch effect: je kijkt naar de voorkeursrichting voor het trillingsvlak van een groot aantal fotonen. Je moet er dus voldoende kunnen meten in korte tijd. Zeker bij zwakke bronnen als exoplaneten. En dus heb je weer grote telescopen nodig.
De bandbreedte van de bron. Uit het verloop van de intensiteit van een bron over het elektromagnetisch spectrum wordt bepaald wat de aard van de straling is.
Lees meer: de aard van stralingsbronnenThermische bronnen, zoals sterren en planeten, stralen over een deel van het elektromagnetisch spectrum – meestal van infrarood tot ultraviolet. De ligging van de piek wordt bepaald door de temperatuur. Maar er zijn ook andere stralingsbronnen, zoals synchrotronstraling. Elektrisch geladen deeltjes worden dan versneld in magnetische velden en zenden dan straling uit met een ander verloop dan een thermische bron. Voor heel koele bronnen, met lage intensiteit, worden de grenzen snel bereikt bij waarnemingen in bijvoorbeeld het verre infrarood en submillimetergebied (want daar ligt voor koele bronnen de piek van de straling). Voor hete bronnen aan de grens van het waarneembare heelal, zoals de eerste generatie sterren, moeten juist de grenzen in de röntgensterrenkunde worden verlegd. Ook hier geldt al snel de beperking om voldoende fotonen van de juiste soort te kunnen verzamelen.

De belangrijkste beperkingen hangen samen met het verzamelen van voldoende fotonen per tijdseenheid. Je hebt steeds grotere (ruimte)telescopen nodig om grenzen te verleggen. In theorie stelt de natuur weinig grenzen aan hoe groot een telescoop kan zijn. Je kunt telescopen samenstellen uit afzonderlijke elementen die je in formatie samen laat vliegen. Daarmee passeer je de grens van het moeten-lanceren-in-een-keer. Maar de technische uitdagingen voor zulke grote ruimtetelescopen zijn enorm.
Lees meer: menselijke beperkingenEr zijn beperkingen aan het kunnen managen van zulke enorme projecten, met talloze deelnemers, zodat ze op tijd klaar zijn en binnen budget blijven. De complexiteit van grote ruimteprojecten heeft tot gevolg dat de ontwikkelteams zich concentreren op het goed uitvoeren van de technologische hoogstandjes. De aandacht voor ‘gewone’ technologie komt dan soms in het gedrang. Zoals bij de Hubble-ruimtetelescoop. De hoofdspiegel wordt perfect … in de verkeerde vorm geslepen en vervolgens wordt dit in alle controles niet opgemerkt. Een dure reparatiemissie is het gevolg.

In de grote deeltjesversneller bij het CERN zijn miljarden uitgegeven om grensverleggend deeltjesonderzoek te doen. Het apparaat gaat daarna in de kortste keren kapot omdat in elektrische verbindingen het verkeerde soort soldeer is gebruikt. In deze gevallen kun je nog een reparatie uitvoeren. Maar ruimtetelescopen die verder weg staan van de aarde, zoals de James Webb Space Telescope (JWST), zijn onbereikbaar voor astronauten om een reparatie uit te voeren. Een kleine fout met verstrekkende gevolgen kan meteen het einde van de missie betekenen. Weliswaar kun je bepaalde vitale systemen dubbel uitvoeren, zoals computergeheugens, of stuurraketjes, maar dat geldt niet voor de hoofdspiegel of de detectoren van een ruimtetelescoop. Het dubbel uitvoeren van onderdelen wordt vaak achterwege gelaten vanwege de extra kosten, waardoor de risico’s op een voortijdig einde van de missie toenemen.

Hoe zouden we erachter kunnen komen?

De toekomst zal leren waar de grenzen liggen voor het ruimteonderzoek. Op korte termijn spelen dus de grenzen van geld, complexiteit en technologie. Projecten komen (letterlijk) later van de grond, of worden anders uitgevoerd dan eerst gedacht. De James Webb Space Telescope (JWST) zou in 2011 worden gelanceerd. Door tegenvallers in de ontwikkeling is de lanceerdatum opgeschoven tot 2018. De aanvankelijke samenwerking van NASA met ESA in het röntgenproject IXO is opgezegd vanwege geldgebrek. ESA overweegt nu om zelfstandig een kleinere missie uit te voeren onder de naam Athena. Om dezelfde reden stapt NASA ook uit het LISA-project, een ruimtetelescoop voor zwaartekrachtsgolven. Ook de GAIA-astrometriemissie van ESA is 'verbouwd'. Het blijkt toch te duur om met de aanvankelijk beoogde nauwkeurigheid de positie van alle (!) sterren van het Melkwegstelsel te meten. De ambitie is verruimd van 10 microboogseconde aan 'scherpte' naar 50 microboogseconde. Nog steeds indrukwekkend maar waarschijnlijk te weinig om bepaalde vragen over de bewegingen in het Melkwegstelsel te beantwoorden.

Toch, ondanks alle beperkingen, is de toekomst erg rijk aan perspectief. Een hele reeks van missies gaat wel door en kan voor baanbrekende ontdekkingen zorgen. Daarnaast is het zo dat niet elke wetenschappelijke doorbraak moet komen uit het opschuiven van de waarnemingsmogelijkheden. Het afspeuren van bekend en inmiddels toegankelijk terrein is minstens even belangrijk. Veel objecten bestuderen die elk bijvoorbeeld in een iets ander stadium van de ontwikkeling zitten, geeft je de mogelijkheid om nog weer een heel andere beperking te slechten: de duur van ons eigen leven. De meeste processen duren real-time veel te lang om ze van begin tot eind te bestuderen. Het ‘totale plaatje’ verkrijg je door vele ‘losse beeldjes’ op de juiste manier achter elkaar te plakken. Zo’n fijnmazige tijdsmachine maken is een van de meest fascinerende uitdagingen van het toekomstige ruimteonderzoek.