Edwin P. Hubble

Edwin P. Hubble

Edwin P. Hubble (1889-1953) werd geboren op 20 november 1889 in Marshfield in de Amerikaanse staat Missouri. In zijn jeugd was hij een uitstekend bokser. Aan de universiteit van Chicago studeerde hij natuur- en sterrenkunde, terwijl hij in Oxford zijn rechtenstudie afrondde. Hierna besloot hij zich toe te gaan leggen op de sterrenkunde.

Van 1914 tot 1917 werkte hij aan de Yerkes-sterrenwacht van de universiteit van Chicago. Op deze sterrenwacht was in 1897 de bouw van de 1 meter-refractor voltooid. Het is nog steeds de grootste lenzenkijker ter wereld en zal dat altijd wel blijven.

Na de Eerste Wereldoorlog werd Hubble door George E. Hale (1868-1938) uitgenodigd op de Mount Wilson-sterrenwacht te komen werken. Hij zou daar de beschikking krijgen over de 2« meter Hooker-telescoop die kort daarvoor gereed was ge komen en op dat moment de grootste telescoop ter wereld was.

Later werd Hubble waarnemingshoofd van de Mount Wilson sterrenwacht. Hij stond bekend als een bijzonder nauwgezet waarnemer, die geduldig en exact alle waargenomen gegevens op een rijtje zette. Ongeveer zoals een aanklager zijn zaak voorbereidt.

Doordat Hubble de mogelijkheid had gebruik te kaken van de op dat moment grootste telescoop ter wereld, kon hij zich bezighouden met het bestuderen van verafgelegen sterren stelsels. Hij leverde in 1923 het eerste echte bewijs dat sommige nevelachtige objecten afzonderlijke sterrenstelsels zijn, toen hij er met de 2« meter Hooker-telescoop als eerste in slaagde afzonderlijke sterren in de Andromedanevel en andere soortgelijke nevels mee waar te nemen. Uit de perioden van de lichtwisseling van cephe‹den bepaalde hij de licht kracht van deze sterren.

Cepheïden zijn superreuzen waarvan de helderheid voortdurend verandert. Het helderheidsverloop van dit type veranderlijke ster is erg kenmerkend. In 1912 ontdekte de Amerikaanse sterrenkundige Henriëtte S. Leavitt (1868-1921) van de Harvard-sterrenwacht, een verband tussen de periode en de absolute magnitude van cepheïden. Dit verband is bekend als de periodelichtkrachtwet. De periode is de tijd die een veranderlijke ster nodig heeft om vanaf het moment van groot ste helderheid opnieuw in zijn maximum te komen. De absolute magnitude is een maat voor de werkelijke hoeveelheid licht die een ster uitstraalt. Het is de helderheid die een ster zou hebben als deze, op een afstand van 10 parsec (=32,6 lichtjaar, want één parsec = 3,26 lichtjaar) van de aarde zou staan. Hoe langer de periode van een Cepheïde, hoe groter die lichtkracht. Cepheïden met een periode van tien dagen stralen duizend keer zoveel licht uit als de zon. Heeft een cepheïde een periode van 10 dagen, dan wordt al meer dan tweeduizend keer zoveel licht uitgestraalt als de zon en cepheïden met een periode van 30 dagen stralen zelfs meer dan vijfduizend keer zoveel licht uit als de zon.

Met wat wiskunde is het voor wat oudere kinderen niet al te moeilijk te berekenen doe ver een cepheïde van ons is verwijderd. Even een voorbeeld: De absolute magnitude van de zon bedraagt +4,8. Dus op een afstand van 10 parsec ofwel 32,6 lichtjaar zou de zon een helderheid hebben van magnitude +4,8. Cepheïden met een periode van 30 dagen stralen vijfduizend keer zoveel licht uit als de zon. Hun absolute magnitude bedraagt -4«. Op een afstand van 10 parsec zou zo'n cepheïde dus een helderheid van magnitude -4« hebben. Wordt een dergelijke cepheïde waargenomen met een schijnbare helderheid van +5« dan kan de afstand als volgt worden berekend. Het verschil in helder heid tussen schijnbare magnitude (+5«) en de absolute mag nitude (-4«) bedraagt 10 magnituden. Dat is een factor 10.000 keer in helderheid. Dan staat de ster schijnbaar honderd keer verder weg dan het geval is bij de absolute magnitude. Want als de afstand 100 keer groter wordt, wordt de helderheid 100 x 100 = 10.000 keer kleiner; lees ook het verhaal bij het trefwoord magnitude. In dit voorbeeld is de afstand van die cepheïde dus 100 x 10 parsec = 1000 parsec = 3260 lichtjaar.

Met de periode-lichtkracht-wet kreeg Hubble een uitstekende methode in handen om de afstand van cepheïden te bepalen.

Voor de Andromedanevel vond hij op deze manier een afstand van 900.000 lichtjaar. Sindsdien is herhaalde malen het «nulpunt» van de periode-lichtkracht-relatie voor cepheïden opnieuw bepaald. Onder meer in 1952 door de Amerikaanse sterrenkundige Walter Baade (1893-1960). Daardoor komt de afstand van de Andromedanevel tegenwoordig groter uit, op ongeveer 2,2 miljoen lichtjaar. Maar ook in 1923 was de conclusie al wel duidelijk: de Andromedanevel en de dui zenden soortgelijke nevels zijn sterrenstelsels evenals het onze; zij vullen het heelal tot op onvoorstelbare afstanden en in alle richtingen.

Hubble heeft de sterrenstelsels ook onderverdeeld naar hun vorm. Elliptische stelsels duidde hij aan met de letter E.

Spiraalstelsels kregen de letter S en balkspiraalstelsels de aanduiding SB. Onregelmatige stelsels tenslotte werden Irr stelsels genoemd. In feite zijn het de beginletters van de Engelse benamingen. De elliptische stelsels worden weer verder onderverdeeld in E0 tot en met E7, al naar gelang de mate waarin deze stelsels zijn afgeplat. Zijn sub-indeling van spiraal- en balkspiraalstelsels omvat drie typen, nl. a, b en c. Deze indeling is gebaseerd op de mate waarin de spiraalstelsels al dan niet strak om de kern zijn gewonden.

De Amerikaanse sterrenkundige Harlow Shapley (1885-1972) en anderen hebben verfijningen aan Hubble's indeling van ster renstelsels aangebracht. Veel meer over deze «classificatie van Hubble» kun je lezen bij het trefwoord sterrenstelsels.

Hubble heeft niet alleen een indeling van de sterrenstelsels gemaakt en hun afstanden bepaald, maar hij heeft ook onder zocht waaruit de sterrenstelsels zijn samengesteld. Hier voor maakte hij gebruik van de donkere lijnen (absorptie lijnen) in het spectrum. Die geven aan uit welke elementen de sterren bestonden. Door te meten in hoeverre de lijnen volgens het Dopplereffect in de stelsels zijn verschoven kon hij bovendien onderzoeken met welke snelheid en in welke richting de sterrenstelsels zich bewogen. Hoe meer het licht was verschoven, hoe meer het licht moest zijn «samengedrukt» of «uiteengetrokken» en hoe sneller het stelsel moest bewegen. Samen met zijn team, waarvan ook Milton Humason (1891-1972) deel uitmaakte, isoleerde hij het licht van zoveel mogelijk verafgelegen sterrenstelsels en onderzocht het om zich een zo compleet mogelijk beeld te kunnen vormen.

Over de carriŠre van Milton Humason moeten we toch iets meer vertellen. Hij begon als amateur-astronoom en ver diende zijn brood als muildierdrijver bij de bouw van de Mount Wilson-sterrenwacht. Later werd hij conciërge van deze sterrenwacht, daarna waarnemingsassistent om zich tenslotte tot een van de vaardigste en meest gewaardeerde medewerkers van het observatorium te ontpoppen.

De onderzoekers waren niet verrast toen bleek dat de sterrenstelsels voor het grootste deel uit waterstof en helium bestonden. Opvallender was het feit dat al het licht dat ze analyseerden een roodverschuiving vertoonden. Dat betekende dat alle sterrenstelsels zich van ons af bewogen.

Aan de hand van de Cepheïden die ze vonden, bleek bovendien dat de sterrenstelsels veel en veel verder van ons waren verwijderd dan men ooit had gedacht. Sommige bevonden zich wel op honderdmiljoen lichtjaren afstand. Wat Hubble en zijn medewerkers zagen, was dus licht dat zolang onderweg was geweest, dat het liet zien, hoe deze stelsels er honderd miljoen jaar geleden uitzagen en zich tot dat moment hadden ontwikkeld. En dit licht was nóg verder naar het rood ver schoven dan bij andere sterrenstelels. Met andere woorden, de oudste en meest afgelegen sterrenstelsels bewogen zich met een duizelingwekkende vaart van ons af. Veel sneller dan de sterrenstelsels die bij ons in de buurt staan.

Wat Hubble ontdekte was zo onverwacht dat de volledige betekenis niet meteen tot de wetenschap doordrong. Er zijn niet zso veel dynamische systemen waarbij alles zich van je af beweegt, waar je ook kijkt. Een goed voorbeeld is echter het opblazen van een ballon. Stel dat je ergens op oppervlak van de ballon een stip zet en daaromheen nog meer willekeurige stippen. Als je de ballon opblaast zullen alle stippen zich verwijderen van de eerste stip. Met andere woorden, net als een ballon, moest ook het heelal op de een of andere manier uitdijen! Het is nauwelijks voorstelbaar dat men om dit dynamisch proces van het heelal te ontdekken alleen het licht van de sterren hoefde te analyseren. De uitdijing van het heelal was zo'n verrassende ontdekking dat heel wat natuurkundigen zich afvroegen of de verklaring van Hubble wel juist was.

Volgens hen zou er een andere uitleg voor moeten zijn. Maar Hubble kon zelfs aantonen dat er een verband bestond tussen de snelheid waarmee een sterrenstelsel zich bewoog, zoals uit de roodverschuiving kon worden bepaald, en de afstand tot de aarde zoals die werd gemeten aan de hand van de hel derheid van het licht van de gevonden cepheïden. Zijn waaar nemingen kwamen griezelig goed met elkaar overeen. Alles wat zich op dezelfde afstand van de aarde bevond, verplaatste zich met dezelfde snelheid. En hoe groter die afstand was, des te groter de snelheid werd.

Reeds in 1929 had Hubble een ongeveer lineair verband ge vonden tussen de afstand en snelheid van sterrenstelsels, oplopend tot 20.000 km/sec. Met de in die tijd voorhanden schattingen van de afstanden bleek dat de snelheden toe namen met 170 km/sec per miljoen lichtjaar afstand. Een snelheid van 20.000 km/sec komt dan overeen met een afstand van 20.000 : 170 = bijna 120 x 1 miljoen = 120 miljoen lichtjaar. Het getal 170, dat de waarde van de toename van de snelheid per miljoen lichtjaar aangeeft, staat algemeen bekend onder de naam « constante van Hubble». Over de waarde van deze constante wordt overigens tot op de dag van vandaag gediscusieerd. Tegenwoordig is al wel duidelijk dat de waarde van deze constante veel en veel lager ligt dan vroeger werd aangenomen. Deze waarde zal naar alle waar schijnlijkheid ergens tussen de 15 en 25 km/sec per mil joen lichtjaar liggen, ofwel tussen de 50 en 80 km/sec/ Mpc, waarbij de afkorting Mpc staat voor Megaparsec. Eén Mega parsec is één miljoen parsec = 3.260.000 lichtjaar.

In 1936 kon Hubble, in samenwerking met de spectroscopist Milton Humason, de afstand en snelheid meten van de Ursa Major II-groep van sterrenstelsels. Deze bleek zich te verwijderen met een snelheid van 42.000 km/sec. Dat is 14% van de lichtsnelheid. De afstand, destijds geschat op 250 miljoen lichtjaar (maar tegenwoordig tussen de 1,7 en 2,8 miljard lichtjaar!) lag aan de grens van wat met de 2« meter Hooker-telescoop van de Mount Wilson-sterrenwacht bereikt kon worden. Hierdoor kon Hubble zijn onderzoek voorlopig niet voortzetten. Toen in 1948 de 508 cm-Hale telescoop op Mount Palomar in gebruik werd genomen, kreeg Hubble de supervisie over het wetenschappelijk programma en kon hij het onderzoek naar verre sterrenstelsels weer voortzetten. Na zijn dood in 1953 is zijn werk door andere astronomen voortgezet en het onderzoek naar verre sterren stelsels is nog steeds in volle gang. Daarbij speelt ook de naar Edwin P. Hubble genoemde ruimte-telescoop die op 24 april 1990 in een baan om de aarde is gebracht, een hele belangrijke rol.