Inleiding
De gedachte dat zwarte gaten echt in de natuur kunnen bestaan kreeg in 1967 voor het eerst sterke steun vanuit de waarnemingen. In dat jaar werden door de Engelse studente Jocelyn Bell met een radiotelescoop neutronensterren ontdekt, sterren waarin de materie zo dicht opeengepakt zit en waarvan de zwaartekrachtsaantrekking zo enorm sterk is, dat ze de grens van instorting tot een zwart gat al zeer dicht zijn genaderd. Legt men twee neutronensterren, die anderhalf maal zo zwaar zijn als de Zon, tegen elkaar, dan ontstaat er vanzelf een zwart gat: een ster met een zwaartekrachtsveld zo sterk dat er zelfs geen licht meer uit kan ontsnappen.

Neutronensterren en zwarte gaten die enkele malen zwaarder zijn dan de Zon ontstaan in de natuur als de eindproducten van het leven van ‘zware’ sterren, dat wil zeggen: sterren die geboren werden met een massa van tussen ongeveer 8 en 120 maal die van de Zon. Deze laatste waarde is de grootste massa die bekend is voor ‘gewone’ sterren, gloeiende gasbollen die net als onze Zon heel veel licht en warmte uitstralen.

Wegens de grote verwantschap tussen neutronensterren en zwarte gaten gaat dit artikel niet alleen over de vorming van zwarte gaten, maar ook over neutronensterren, als eindpunten van het leven van sterren, omdat deze sterren ons zeer veel geleerd hebben over hoe zware sterren hun leven beëindigen.

Een neutronenster heeft een massa van ongeveer anderhalf maal de Zon, ongeveer 450.000 maal de massa van de Aarde. Deze massa wordt bijeengehouden binnen een bolletje met een middellijn van 20 kilometer, niet groter dan Amsterdam. In het volume van een regendruppel zit in een neutronenster evenveel materie als die van alle zes miljard mensen op Aarde bij elkaar. Neutronensterren werden ontdekt als radiopulsars, bronnen van regelmatige pulsen radiogolven aan de hemel. Er zijn thans al meer dan tweeduizend van deze radiopulsars gevonden in ons Melkwegstelsel en nabije sterrenstelsels. We weten tegenwoordig dat ze de ingestorte overblijfsels zijn van de uitgebrande binnendelen van sterren die hun korte levens begonnen zijn met een massa van tussen ongeveer 8 en 20 maal die van onze Zon. Bij de instorting van de uitgebrande kern tot een neutronenster komt in korte tijd zeer veel energie vrij. Hierdoor wordt de rest van de materie uit de ster geworpen in een zogenaamde supernova-explosie (figuur 1), die men van zeer grote afstanden waarneemt als een extreem heldere ster.

De zwaartekrachtsaantrekking op het oppervlak van een neutronenster is 100 miljard maal zo sterk als op Aarde. Ieder van ons zou op zo’n ster staande 100 miljard maal zo veel wegen als hier. Om aan deze zwaartekracht te ontsnappen moet men een raket hebben met een snelheid van 150.000 kilometer per seconde, de helft van de lichtsnelheid! Wanneer de massa van de neutronenster groter wordt dan driemaal die van de Zon, wordt zijn zwaartekracht zo sterk dat er geen licht meer uit kan ontsnappen. Zo’n ster stort in tot een singulariteit, waarvan alleen de massa, zwaartekrachtswerking en rotatie nog blijven bestaan: de neutronenster is dan een zwart gat geworden. Dit is volgens huidige berekeningen het lot van sterren die hun leven begonnen zijn met een massa groter dan ongeveer 20 maal die van de Zon.

Gezien vanuit het standpunt van de sterevolutie zijn deze stellaire zwarte gaten – dat wil zeggen: zwarte gaten die ontstaan als eindproduct van het leven van een ster – niet anders dan de zwaardere ‘broertjes of zusjes’ van de neutronensterren. Neutronensterren hebben ondanks hun enorm sterke zwaartekracht het lot van een volledige instorting nog net weten te vermijden. We weten thans, uit de waarnemingen van gammaflitsen, dat deze de geboorte van een stellair zwart gat begeleiden. Deze waarnemingen tonen ons voorts dat ook deze flitsen dikwijls gepaard gaan met een supernova-explosie waarin, net als bij de geboorte van een neutronenster, het grootste deel van de materie van de oorspronkelijke ster de ruimte in wordt geblazen. Neutronensterren en zwarte gaten spelen daarom een essentiële rol in de materiecyclus in het heelal. De Oerknal, die 13,7 miljard jaar geleden plaatsvond, produceerde alleen de twee lichtste elementen, waterstof en helium, in een verhouding van ongeveer 70 tot 30 procent. De elementen zwaarder dan helium werden gevormd door kernfusie in het binnenste van kortlevende zware sterren. Door de supernova-explosies waarmee deze sterren hun leven beëindigen, wordt een deel van de gevormde elementen uitgestoten in het interstellaire gas in de sterrenstelsels, waardoor dit gas, dat oorspronkelijk alleen uit waterstof en helium bestond, geleidelijk aan verrijkt wordt met zwaardere elementen. Hierdoor bevat het interstellaire gas in ons Melkwegstelsel thans ongeveer 2 procent aan elementen zwaarder dan helium. Uit het verrijkte gas, dat tegenwoordig nog zo’n 20 procent uitmaakt van de materie in het Melkwegstelsel, vormen zich steeds weer nieuwe sterren. De elementen zwaarder dan helium waaruit de Aarde grotendeels bestaat, zijn aldus ooit gevormd in het binnenste van zware sterren, lang voordat de Zon en zijn planetenstelsel ontstonden, ongeveer 4,6 miljard jaar geleden. Het Melkwegstelsel en het heelal bestonden toen al ruim 9 miljard jaar en in dat enorme tijdvak zijn er al zeer vele supernova-explosies geweest die het gas in de Melkweg met zwaardere elementen hebben verrijkt. Neutronensterren en stellaire zwarte gaten hebben dus een zeer grote rol gespeeld in de vorming en verspreiding van de stoffen waaruit onze Aarde en haar bewoners bestaan.

Bouw en evolutie van Zon en sterren
De drijvende kracht achter de evolutie van sterren is de zwaartekracht. Deze maakt dat ten slotte, aan het einde van hun leven, de binnendelen van sterren worden samengeperst tot zeer kleine afmetingen en er een neutronenster of zwart gat kan ontstaan. Om te begrijpen hoe dit in zijn werk gaat, gaan we hier in op hoe het leven van een ster verloopt.

Sterren zijn grote gloeiende gasbollen gelijkend op onze Zon: ze stralen zeer veel licht en warmte uit. De Zon bijvoorbeeld straalt 4 x 10²⁶ joules per seconde aan energie uit. Wat de zon in één seconde uitzendt is voldoende om gedurende een miljoen jaar in het huidige energieverbruik van de wereldbevolking te voorzien. We zien de sterren veel zwakker dan de Zon omdat ze zeer ver weg staan: de met het blote oog zichtbare sterren staan vele tot honderden lichtjaren bij ons vandaan, terwijl de Zon, ‘onze ster’, slechts 8 lichtminuten (150 miljoen kilometer) bij ons vandaan staat.

Sterren zijn enorm veel groter en zwaarder dan de Aarde en de andere planeten: figuur 2 toont de Zon en vijf planeten op schaal afgebeeld: de middellijn van de Zon is 108 maal die van de Aarde, en zijn massa (hoeveelheid materie) is 330.000 maal die van de Aarde. Alle acht planeten tezamen met de andere objecten in ons zonnestelsel (dwergplaneten, asteroïden, kometen, satellieten) hebben een massa van slechts één zevenhonderdste (0,14 procent) van die van de Zon. In feite zijn de planeten slechts wat gruis dat bij de vorming van de Zon is achtergebleven. De samenstelling van de Zon en van de sterren is geheel anders dan die van een planeet als de Aarde: de Zon en de sterren in de Melkwegschijf bestaan voor 98 procent uit de twee lichtste gassen: ongeveer 70 procent waterstof en 28 procent helium. Slechts iets minder dan 2 procent van hun materie bestaat uit de ons veel bekendere zwaardere elementen: koolstof, stikstof, zuurstof, magne-
sium, aluminium, silicium, calcium, ijzer, et cetera. Hetzelfde geldt voor de interstellaire gaswolken waaruit eens de sterren en planeten zijn gecondenseerd.

Het materiaal waaruit de Aarde en de drie andere binnenplaneten (Mercurius, Venus en Mars) zijn gevormd moet ooit tijdens hun vormingsproces ook grotendeels uit waterstof en helium hebben bestaan, maar door hun geringe zwaartekracht en de nabijheid van de hete Zon hebben ze die lichte gassen niet kunnen vasthouden en zijn deze al in een vroeg stadium ontsnapt, zodat op Aarde voornamelijk gesteenten en metalen zijn overgebleven.

De zwaartekrachtsaantrekking die de verschillende delen van de Zon op elkaar uitoefenen maakt dat het gas in het centrum van de Zon is samengeperst tot een druk van een aantal miljarden atmosfeer (bar), waarbij de temperatuur is opgelopen tot ongeveer 14,5 miljoen graden Kelvin (de temperatuur in Kelvin is gelijk aan die in Celsius plus 273 graden) (zie figuur 3). Bij deze temperatuur en druk komt een klein deel van de waterstofatomen ertoe te fuseren tot helium, hetzelfde proces dat in de waterstofbom explosief plaatsvindt. In het binnenste van de Zon voltrekt dit proces zich in evenwicht en in alle rust. Bij dit fusieproces gaat een klein deel (0,7 procent) van de massa (‘gewicht’) van de waterstofatomen verloren en wordt omgezet in een grote hoeveelheid energie volgens Einsteins formule

E = mc2>
(E = energie, m = massa = hoeveelheid materie, c = lichtsnelheid = 300.000 km/s).

Aldus levert de hoeveelheid waterstof in een vingerhoed water genoeg energie om een middenklasse auto viermaal rond de wereld te doen rijden.

De Zon zet in zijn binnenste elke seconde 600 miljoen ton waterstof om in helium. De hierbij vrijgemaakte energie stroomt geleidelijk aan door het zonnelichaam naar buiten (zij heeft tienduizenden jaren nodig om het oppervlak te bereiken) waar zij als licht en warmte wordt uitgestraald. Een minuscule fractie hiervan (equivalent met de omzetting van 0,3 ton waterstof per seconde) wordt door de Aarde opgevangen en maakt hier alle plantengroei en leven mogelijk. De rest van de opgewekte energie verdwijnt in het heelal.

We zien uit het bovenstaande dat de Zon zichzelf geleidelijk opbrandt. Na ongeveer 10 miljard jaar zal hij zijn waterstofvoorraad hebben opgebruikt. Uit metingen aan radioactieve elementen en hun vervalproducten in de aardkorst en meteorieten weten we dat het zonnestelsel thans ongeveer 4,6 miljard jaar oud is. De Zon heeft dus nog meer dan de helft van zijn leven voor zich.

De levensduur van sterren van verschillende massa’s

Sommige sterren zijn zwaarder (hebben meer massa) dan de Zon, andere zijn lichter. Zwaardere sterren dan de Zon blijken per seconde veel meer licht uit te stralen dan de Zon. Een ster met een massa van 30 maal die van de Zon straalt per seconde bijvoorbeeld 100.000 maal meer energie uit dan de Zon, en een ster met 6 maal de massa van de Zon zo’n 1000 maal zo veel. Daar de energieopwekking gebeurt door waterstoffusie in het binnenste van de ster, zien we dat een ster van 30 zonsmassa’s per seconde 100.000 maal zo veel waterstof verstookt als de Zon. En omdat zijn waterstofvoorraad maar 30 keer groter is dan die van de Zon, zal hij dus 100.000/30 = 3300 maal korter leven dan de Zon. Daar de Zon 10 miljard jaar nodig heeft om zijn waterstofvoorraad te verstoken, zal de ster van 30 zonsmassa’s volgens deze berekening al na slechts 3 miljoen jaar zijn waterstofvoorraad hebben opgebruikt. Een precieze berekening, er rekening mee houdend dat de fractie van de ster die deelneemt aan de fusie in een ster van 30 zonsmassa’s bijna twee keer zo groot is als in de Zon, levert een maximale levensduur van 5 miljoen jaar op voor deze sterren. Evenzo vindt men dat een ster van 6 zonsmassa’s na 60 miljoen jaar is opgebrand. Het bovenstaande betekent dat als we een ster van 6 zonsmassa’s zien, zoals de sterren van het Zevengesternte (de Plejaden) in het sterrenbeeld Stier, deze ster jonger moet zijn dan 60 miljoen jaar. Het Zevengesternte is dus ontstaan na het uitsterven van de dinosauriërs, 65 miljoen jaar geleden. En sterren van 30 zonsmassa’s zoals we bijvoorbeeld zien in het prachtige wintersterrenbeeld Orion (figuur 4) zijn jonger dan 5 miljoen jaar: zo’n 1000 maal jonger dan onze eigen Zon. Astronomisch gezien zijn ze dus buitengewoon jeugdig: 5 miljoen jaar geleden leefden er al rechtoplopende voorouders van de mens in Afrika. Zware sterren treft men altijd aan in of vlak bij nevelgebieden in de Melkweg, zoals de Orion-nevel, de Serpens-nevel of de Rosette-nevel. Ze zijn nog maar kort geleden uit deze nevels ontstaan en hebben nog geen tijd gehad zich van hun geboorteplaats te verwijderen.

Ontdekking van de eindproducten van zware sterren
Daar de zware sterren slechts zo kort leven, vraagt men zich af: wat gebeurt er met zo’n ster aan het einde van zijn leven? Het antwoord op die vraag werd gevonden dankzij de reeds genoemde toevallige ontdekking in 1967 door Jocelyn Bell van de universiteit van Cambridge, gedaan met een nieuwe radiotelescoop, ontworpen door haar professor, Anthony Hewish. Zij ontdekte de pulsars, waarvan we thans weten dat het neutronensterren zijn met een zeer sterk magnetisch veld – een biljoen keer sterker dan dat van de Aarde – die in zeer korte tijd, in de orde van 1 seconde (en dikwijls nog veel korter) om hun as wentelen. Zij zenden zeer regelmatige pulsen radiogolven uit met tussentijden gelijk aan de tijd waarin ze om hun as wentelen. Deze tussentijd noemt men de pulsperiode. Figuur 5 toont de pulsprofielen van 45 pulsars. Het pulsprofiel geeft het verloop in de tijd weer van de sterkte van de uitgezonden radiostraling gedurende één puls van de betreffende pulsar; dit profiel, tezamen met de pulsperiode van de pulsar, verschilt van pulsar tot pulsar en vormt als het ware de karakteristieke ‘vingerafdruk’ van de pulsar.

We weten tegenwoordig dat de radiogolven worden uitgezonden in de vorm van nauwe bundels boven de magnetische polen van de neutronenster, welke niet samenvallen met de polen van de draaiingsas van de ster, zoals weergegeven in figuur 6. Juist zoals de lichtbundel van een vuurtoren scheert deze bundel bij elke omwenteling van de neutronenster éénmaal over de Aarde, zodat we een puls radiogolven waarnemen. De uitgezonden radiogolven worden opgewekt door het ronddraaien van het enorm sterke magneetveld van de neutronenster. Net als in een fietsdynamo wekt het ronddraaien van een magneet een wisselend elektrisch veld op, dat tezamen met het magneetveld de oorzaak is van de radiogolven en andere stralingen die de pulsar uitzendt. Omdat dit energieverlies ten koste gaat van de draaiingsenergie van de neutronenster, wordt de draaing van deze ster geleidelijk afgeremd en gaat de pulsar in de loop van de tijd geleidelijk aan langzamer pulsen. Dit betekent dat men verwacht dat de snelste pulsars ook de jongste zijn, en inderdaad vindt men een aantal van de snelste pulsars nog in het centrum van een supernova-nevel, de snel uitdijende restanten van een geëxplodeerde ster. De bekendste twee hiervan zijn de Krabnevel in het sterrenbeeld Stier – die ontstond in een supernova-explosie die in het jaar 1054 door Chinese, Japanse, Koreaanse en Perzische sterrenkundigen werd waargenomen en uitgebreid beschreven [zie ook het artikel van John Wheeler – red.] – en de Vela-supernovaschil aan de Zuidelijke hemel. In de Krabnevel bevindt zich een pulsar die 30 sterke en 30 zwakkere pulsen per seconde geeft (figuur 7); deze neutronenster draait 30 maal per seconde om zijn as. In de Vela-nevel bevindt zich een pulsar die 11 maal per seconde pulst.

Waarom storten de binnendelen van een uitgebrande zware ster in tot een zwart gat of een neutronenster?
Als we de aard van ‘het grote’ – een ster of een zwart gat – willen begrijpen, dan moeten we kijken naar de bouw van de materie op de allerkleinste schaal: naar de atomen. Dit is precies zoals we, om de bouw van ons lichaam te kunnen begrijpen, moeten kijken naar de bouw van onze microscopisch kleine lichaamscellen met hun dna en eiwitten.

Figuur 8 geeft schematisch de bouw van atomen weer. Een atoom bestaat uit een positief elektrisch geladen kern, bestaand uit protonen en neutronen, waaromheen negatief geladen elektronen hun banen beschrijven, evenveel als het aantal protonen in de kern, zodat het atoom als geheel elektrisch neutraal is. Een neutron is in feite niet anders dan de combinatie van een proton en een elektron (figuur 8). Vrijwel de gehele massa (‘het gewicht’) van het atoom zit in de kern: het proton en het neutron zijn meer dan 1800 maal zwaarder dan het elektron.

Maar de afmeting van het atoom wordt bepaald door de grootte van de elektronenbanen, en deze banen zijn enorm veel groter dan de atoomkern. In een waterstofatoom bijvoorbeeld, dat bestaat uit één proton (de kern) en één elektron, is de middellijn van de kleinste toegestane elektronenbaan 50.000 maal zo groot als de middellijn van de atoomkern. Het atoom bestaat dus in feite vrijwel geheel uit lege ruimte. Stelt men zich de atoomkern voor ter grootte van een speldenknop die men in het centrum van een voetbalstadium plaatst, dan loopt op deze schaal gezien het elektron in een waterstofatoom langs de buitenrand van de tribune. Alle materie waaruit wij bestaan en die ons omringt bestaat dus vrijwel geheel uit lege ruimte! In feite is ieder van ons dus voor het overgrote deel leeg, en dit in letterlijke zin.

Dit betekent in theorie dat als we de materie zover willen samendrukken dat alle lege ruimte eruit is en alle elektronen tegen de atoomkernen aan liggen, we de materie, omdat de ruimte driedimensionaal is, nog een factor 50.000 x 50.000 x 50.000 = 1,25 x 10¹⁴ kunnen samendrukken. Pas dan is alle lege ruimte uit de atomen verdwenen. Als het negatief geladen elektron tegen het positief geladen proton van de atoomkernen gedrukt wordt, verbinden deze twee deeltjes zich tot een elektrisch neutraal neutron. Wanneer alle lege ruimte uit de materie geperst is, zal er dus alleen een bal neutronen overblijven.

Dit alles is theorie die al in 1932 bekend was, maar in werkelijkheid is het ‘in elkaar drukken van atomen’ niet zo eenvoudig. De elektronenschillen van atomen zijn keihard. Ze geven de hardheid aan de materialen die ons omringen: van baksteen, staal en diamant. Gaat men eraan rekenen, dan blijkt dat de elektronenschillen van de atomen een gigantische druk kunnen weerstaan. Pas als men een druk van 10³⁰ bar (atmosfeer) uitoefent kan men de elektronen in de atoomkernen drukken.

Op Aarde is het onmogelijk om ooit zo’n druk te produceren: de hoogste drukken bereikbaar in aardse laboratoria zijn een miljoen atmosfeer – we komen dus nog 24 machten van 10 tekort!

De zwaartekracht als pers, supernova-explosies en de vorming van neutronensterren en zwarte gaten
In een ster werkt de zwaartekracht als een enorme pers die het sterrengas samenperst, omdat de verschillende delen van de ster elkaar aantrekken door de zwaartekracht.

Als de ster de waterstof in zijn centrum heeft opgebruikt volgen er voortgezette stadia van kernfusie: de gevormde helium fuseert tot atoomkernen van koolstof en zuurstof. Als de helium op is, fuseert de koolstof tot magnesium en neon, en daarna de zuurstof tot zwavel en silicium. Ten slotte fuseert het silicium tot nikkel en ijzer. Tegen het einde van het leven van een zware ster, als zich door de opeenvolgende reeks van fusiereacties in het centrum van de ster een ijzerkern begint te vormen – zoals schematisch weergegeven in figuur 9 – kan de zwaartekrachtsdruk in het centrum van de ster de waarde bereiken nodig om de elektronen in de atoomkernen te persen. Als dit gebeurt kunnen de elektronen de zwaartekrachtsdruk niet langer weerstaan en geven het op, zodat de kern van de ster instort tot een bal neutronen. Dit gebeurt als de massa van de ijzerkern in de ster een waarde van ongeveer 1,4 zonsmassa’s overschrijdt (de zogenaamde limiet van Chandrasekhar, in 1930 afgeleid door de Indiase sterrenkundige met deze naam).

De middellijn van de ijzerkern van de ster stort dan in een fractie van een seconde in van enkele duizenden kilometers tot slechts 20 kilometer. Als de neutronenster zich vormt is dit een keiharde bal, zodat de inval die plaatsvindt met een snelheid van 150.000 kilometer per seconde, abrupt wordt gestopt. Omdat energie niet verloren kan gaan, wordt de enorme hoeveelheid bewegingsenergie van de invallende materie dan in één klap omgezet in een andere vorm van energie, namelijk: warmte. Dit is net zoiets als wanneer een auto met grote snelheid tegen een betonnen muur botst: de bewegingsenergie van de auto wordt dan in één klap gebruikt om het metaal van de auto te verkreukelen, en hoe hoger de snelheid, hoe erger de auto in de kreukels zal zitten.

De hoeveelheid warmte die aldus bij de vorming van een neutronenster vrijkomt is gigantisch: het is evenveel als de Zon in 1000 miljard jaar zou uitzenden (100 maal de maximale leeftijd die de Zon kan bereiken). Als gevolg van deze gigantische hoeveelheid vrijkomende warmte wordt de rest van de ster – buiten de instortende kern – in een enorme explosie de ruimte in geslingerd, met een snelheid van tussen de 10.000 en 30.000 kilometer per seconde. Deze explosie neemt men waar als een supernova, een ‘ster’ die tijdelijk tussen de 1 en 10 miljard maal zo helder wordt als onze Zon. Zo’n supernova is gedurende een aantal maanden vrijwel even helder als een heel sterrenstelsel zoals ons Melkwegstelsel, dat uit 100 miljard sterren bestaat.

Men neemt in sterrenstelsels die op ons Melkwegstelsel lijken gemiddeld twee supernova-explosies per eeuw waar. Figuur 1 toont een voorbeeld van zo’n supernova in een ander sterrenstelsel. In ons Melkwegstelsel worden de meeste supernova’s door de interstellaire stofwolken aan ons oog onttrokken als ze zich op een afstand groter dan zo’n 20.000 lichtjaren bevinden. Hierdoor nemen we slechts 1 op de 6 supernova’s die in ons Melkwegstelsel exploderen ook werkelijk waar: gemiddeld 1 per 300 jaar. Met behulp van radiotelescopen, die door de donkere stofwolken heen kunnen kijken, zijn er inmiddels vele honderden door supernova’s uitgestoten nevels in ons Melkwegstelsel gevonden. Deze zijn afkomstig van supernova’s die in de afgelopen 30.000 jaar zijn geëxplodeerd. Na die tijd lossen de nevels geleidelijk aan op in het interstellaire gas en stof. Uit historische bronnen kennen we een klein aantal met het blote oog waargenomen supernova-explosies uit ons eigen Melkwegstelsel. Hiervan zijn de supernova van 1054 (figuur 7), de ster van Tycho uit 1572 en de ster van Kepler uit 1608 de bekendste.

Hoe ontdek je stellaire zwarte gaten en hoeveel zijn er in ons Melkwegstelsel?
Het probleem met zwarte gaten is dat ze, nadat ze in een supernova zijn ontstaan, niet zoals een neutronenster nog miljoenen jaren waarneembaar blijven als pulsars.

Als het aldus ontstane zwarte gat alleen is, dat wil zeggen: zich niet bevindt in een dubbelster tezamen met een andere, gewone ster, is het vrijwel onmogelijk om ooit nog een spoor van dit gat terug te vinden.

Alleen als het zwarte gat toevallig ontstaan is in een dubbelster, naast een gewone ster die zijn evolutie nog niet heeft volbracht, kunnen we het waarnemen wanneer het materie gaat aanzuigen uit de buitenlagen van zijn gewone begeleider. Het gas dat naar het zwarte gat toe stroomt, wordt zeer sterk versneld en daardoor zeer heet en gaat, voordat het in het zwarte gat verdwijnt, zeer veel röntgenstraling uitzenden.

Deze röntgenstraling wordt door de Aardse dampkring tegengehouden, maar kan gemeten worden met behulp van satellieten. Op deze wijze zijn thans met zekerheid een twintigtal röntgendubbelsterren ontdekt in ons Melkwegstelsel en enkele nabije sterrenstelsels, waarin de compacte ster die de bron van röntgenstraling is, een massa heeft van tussen de 3 en de 20 zonsmassa’s. Dit is te zwaar voor een neutronenster, en de compacte sterren in deze dubbelsterren kunnen daarom alleen maar zwarte gaten zijn, zoals in het artikel van Michiel van der Klis nader wordt toegelicht. We kennen daarnaast honderden röntgendubbelsterren waarin de compacte ster een neutronenster is – dit zien we omdat in veel van deze stelsels de röntgenstraling regelmatige pulsen vertoont, die net als bij de radiopulsars het gevolg zijn van de aswenteling van de neutronenster met zijn sterke magneetveld. Weer zien we hier hoezeer neutronensterren en zwarte gaten op elkaar lijken: het enige verschil is dat de zwarte gaten, omdat ze afkomstig zijn uit grotere uitgebrande kernen van zware sterren, geboren werden als neutronensterren met een massa groter dan driemaal die van de Zon, en daarom volledig in elkaar zijn gestort.

Daar een supernova gemiddeld ongeveer 1 à 2 zonsmassa’s aan zwaardere elementen uitstoot en er thans in de 100 miljard zonsmassa’s materie van ons Melkwegstelsel ongeveer 2 procent elementen zwaarder dan helium aanwezig zijn, moeten er in de geschiedenis van het Melkwegstelsel ongeveer een miljard supernova-explosies hebben plaatsgevonden en moeten er dus ongeveer een miljard neutronensterren en stellaire zwarte gaten in ons Melkwegstelsel aanwezig zijn. Er worden ongeveer viermaal zo veel sterren geboren met een massa van tussen de 8 en de 20 zonmassa’s als sterren met een massa groter dan 20 zonmassa’s. Er zullen dus globaal zo’n 800 miljoen neutronensterren in het Melkwegstelsel zijn en zo’n 200 miljoen stellaire zwarte gaten. De twintig zwarte gaten in röntgendubbelsterren die tot op heden ontdekt zijn, vormen dus maar een minuscuul topje van een enorme ijsberg van honderden miljoenen stellaire zwarte gaten in ons Melkwegstelsel!