Forsiden Stjernereiser Exoplaneter Liv i rommet Meteoritter Himmelbegivenheter Solsystemet Romvirksomhet
Artikkelarkiv Astroshow og foredrag For skoler Astrobutikken Linker Om oss


Flekker på varme stjerner viser at stjernefysikk må revideres og lærebøkene skrives om!


27.08.20: I over 80 år har det vært enighet blant forskere om de grunnleggende egenskapene til stjerner. Men svært detaljerte observasjoner gjort blant annet med romobservatorier de siste årene viser at disse modellene må revideres og at varme stjerner både ser annerledes ut og har helt andre egenskaper enn hittil antatt.

av Knut Jørgen Røed Ødegaard

 

Overraskende oppdagelse: Blå og hete stjerner har også flekker og annen magnetisk aktivitet på overflaten.
Illustrasjon: ESO/L. Calçada, INAF-Padua/S. Zaggia


Stjerner er enorme, kuleformede «baller» av het gass, holder seg sammen ved hjelp av sin egen tyngdekraft og produserer energi ved kjernefysiske prosesser i sitt indre eller ved at de trekker seg sammen. Egenskapene til stjerner bestemmes i første rekke av massen. Stjerner med liten masse er små, lyssvake og kjølige med overflatetemperatur på bare 3-4000 grader. På grunn av den lave temperaturen er slike stjerner røde. Stjerner med stor masse er betydelig større, sender ut svært mye mer energi og har mye høyere temperatur, gjerne 20-40 000 grader på overflaten. Slike stjerner fremstår derfor som blå eller blåhvite eller blå.

Vår egen sol er til sammenligning en nokså gjennomsnittlig stjerne både når det gjelder masse, lysstyrke og temperatur (5500 grader på overflaten og gulhvit farge) og brukes gjerne som måleenhet for andre stjerners lysstyrke og masse.

Energien som produseres i det indre av stjernene beveger seg sakte ut mot overflaten, hovedsakelig gjennom to prosesser – stråling og konveksjon. Sistnevnte er gass som «bobler» litt som boblene i en kjele med kokende vann. Varme gassbobler stiger mot overflaten der gassen blir avkjølt og deretter synker innover i stjernen igjen.

Standardteorier sier at kjølige stjerner har konveksjon – boblende gass – i de ytre lagene, mens gassen i kjernen ligger i ro. Gassbevegelsene i kombinasjon med stjernens rotasjon forårsaker stedvis kraftig magnetisme og en rekke spektakulære fenomener som for eksempel mørke flekker og eksplosjoner (flares). (Les også om supersmellet på Solen i 2003

De mørke områdene på soloverflaten er solflekker.
Foto: SOHO/NASA, ESA

Store, mørke flekker på Solen. Solflekker skyldes kraftige, lokale magnetfelt.
Foto: NASA/SDO/HMI


Revisjon av stjernefysikk tvinger seg frem

I varme stjerner er det ifølge teoriene stikk motsatt – boblende gass i kjernen og stabile gasslag i de ytre delene. Dermed skal det ikke kunne dannes verken flekker, flares eller andre magnetfenomener på overflaten. De siste årene har likevel nettopp slike fenomener blitt observert på en rekke varme stjerner av ulike typer og i ulike utviklingsstadier!

Hovedseriestjerner (stjerner som fusjonerer hydrogen i kjernen, dette gjelder rundt 90 % av alle stjerner) har etter standard teori konveksjon i kjernen dersom massen er over 1,5 solmasser, konveksjon i de ytre lagene dersom massen er mellom 0,5 og 1,5 solmasser og konveksjon gjennom hele stjernen dersom massen er under 0,5 solmasser (gjelder altså røde dvergstjerner).
Illustrasjon: www.sun.org/wikipedia


Varme stjerner oppviser til og med superversjoner av både flekker og flares – de sistnevnte kan være flere millioner ganger voldsommere enn flares på Solen. Mens flekker på Solen er mørke og kjøligere enn omgivelsene, er flekker på varme stjerner lyse og har høyere temperatur enn resten av stjerneoverflaten.

Fenomenet, som bryter fullstendig med allment aksepterte modeller for stjerner og stjerneutvikling, er de siste 10 årene observert på en rekke ulike typer varme stjerner:

Flekker på såkalte ekstreme horisontalgren-stjerner (høyre) er lyse og har høy temperatur, i motsetning til flekkene på Solen (venstre) som er mørke og kjølige.
Foto/illustrasjon: ESO/L. Calçada, INAF-Padua/S. Zaggi


Ekstreme horisontalgren-stjerner er gamle og lette stjerner som nesten har brukt opp kjernedrivstoffet og er i ferd med å dø og ende som hvite dverger. Siden massen er omtrent halvparten av Solens og overflatetemperaturen 4-5 ganger høyere, klassifiseres disse som B-subdvergstjerner. I et par tilfeller er det oppdaget superflares på denne typen stjerner. Superflares er samme fenomen som flares på Solen, men har 10 millioner ganger høyere energi. Dette var høyst uventet siden varme stjerner etter teoriene som har vært akseptert i mange tiår verken skal ha flekker, kraftige magnetfelt eller utbrudd på overflaten.

Den indre strukturen til EHB-stjerner. Ytterst er et svært tynt hydrogenholdig lag, innerst en liten kjerne der helium omdannes til karbon og oksygen, men det meste av stjernen består av nesten rent helium. (skala ikke korrekt)
Illustrasjon: Uwe W. /Wikipedia


  • Men det viser seg at tilsvarende magnetiske fenomen forekommer i mange, kanskje alle stjerner av spektraltype B, inkludert ordinære hovedseriestjerner. Hvite dverger som dannes når sollignende stjerner dør, har til å begynne med svært høy temperatur, men når de etter en stund har kjølnet til spektraltype B, får også disse magnetisk aktivitet på overflaten.

    Magnetismen både i de ekstreme horisontalgren-stjernene og andre B-stjerner ser ut til å skyldes et tynt konveksjonslag rett under stjerneoverflaten. I denne sonen er temperaturen akkurat passe for at én gang ionisert helium kan reagere med strålingen. Dette medfører at gassen akkurat i denne sonen blir spesielt ugjennomsiktig (den såkalte opasiteten blir høy), og dermed blir energien som strømmer ut fra kjernen transportert ved hjelp av gassbevegelser – konveksjon. Slike tynne og grunne konveksjonssoner dukket opp i datamodellene for stjerner da forskerne for noen år siden for første gang klarte å gjøre ekstremt detaljerte beregninger for opasiteten i de ytre delene av stjerner.

Et såkalt Hertzsprung-Russell-diagram der stjernene er plassert ut ifra deres lysstyrke (vertikal akse) og temperatur/farge (horisontal akse). EHB-stjerner befinner seg noe oppe til venstre for båndet med hvite dverger.
Illustrasjon: ESO


  • Men også de varmeste, mest energirike og lyssterke hovedseriestjernene viser seg å ha tynne konveksjonssoner i de ytre lagene. Disse stjernene ble tidligere antatt å ha en meget enkel struktur, men viser seg å ha langt mer komplisert fysisk struktur og kompliserte omgivelser.

    O-stjerner er de varmeste, mest lyssterke og masserike av hovedseriestjernene. Jo lavere tall som står etter «O»-en, jo mer ekstrem er stjernen. O4-stjernen Zeta Puppis, også kalt Naos, i stjernebildet Puppis (Akterstavnen) på den sydlige himmelhalvkulen, er blant Melkeveiens mest ekstreme stjerner, og siden avstanden «bare» er 1080 lysår, har denne blå superkjempen blitt grundig studert. Naos sender ut over 800 000 ganger mer energi enn Solen, blåser av seg en intens stjernevind med hele 2500 km/s (9 millioner km/t) og har rundt 50 ganger større masse enn Solen.

    Ekstremt nøyaktige observasjoner gjort med det rombaserte BRITE-Constellation-observatoriet viser at Naos har to typer lysstyrkevariasjoner og at stjernen roterer svært raskt. Lyse flekker forårsaket av kraftige, lokale magnetfelt forårsaker variasjoner i lysstyrken, og observasjonene gjør det dermed mulig å kartlegge overflaten og til og med finne hvilken vinkel stjernen har i forhold til oss!

    Selv om disse stjernene er altfor langt unna til at vi kan ta direkte bilder av overflaten ( se også her om fotografering av stjerners overflater), gjør observasjoner av lysstyrkevariasjonene det mulig å kartlegge overflaten siden variasjonene skyldes flekker som roterer inn og ut av syne.

Størrelsen til hovedseriestjerner ut ifra spektraltype: Kjølige, små og lette stjerner til venstre, de største og varmeste til høyre. Solen har spektraltype G, mens O-stjerner er de mest ekstreme hovedseriestjernene.
Illustrasjon: Wikimedia


Tilsvarende fenomener har blitt observert også på andre O-stjerner og må skyldes et tynt konveksjonslag rett under overflaten. Igjen har kraftig forbedrede fysiske data hjulpet forskerne å finne forklaringen: De samme ekstremt detaljerte beregningene som forklarte konveksjonen i B-stjerner viser at jern-atomer øker opasiteten (gjør gassen ugjennomsiktig) så mye ved temperaturer rundt 150 000 grader at det oppstår en tynn, lokal konveksjonssone et lite stykke under stjerneoverflaten. I kombinasjon med den raske rotasjonen til denne (og mange andre O-stjerner) dannes kraftige magnetfelt, flekker og muligheten for større gassutblåsninger.



Kraftig flare på Solen 31. august 2012 filmet med flere rombaserte observatorier. Filmen starter med nærbilder og ender med oversiktsbilder som viser gassutblåsningen forårsaket av flaret. Også på varme stjerner kan kraftige lokale magnetfelt forårsake store gassutblåsninger.
Film: NASA/ESA


Slike gassutblåsninger og andre forstyrrelser fra tynne konveksjonssoner rett under overflaten kan være forklaringen på klumper som er observert i den intense vinden fra varme stjerner. Det har lenge vært et mysterium hvordan disse klumpene oppstår. Klumpene påvirker dessuten mengden gass som blåses bort fra disse monsterstjernene, noe som igjen har stor betydning for hvordan de utvikler seg.

Kunstnerisk fremstilling av den blå superkjempen Zeta Puppis. Stjernen roterer rundt seg selv på bare 1,78 døgn (Solen bruker 25 døgn) og rotasjonsaksen heller 24 +/- 9 grader i forhold til vår synslinje. Lyse flekker på overflaten blåser gass ut i rommet som pga. rotasjonen danner spiraler som blåser vekk fra stjernen.
Illustrasjon: Tahina Ramiaramanantsoa


Betydning av oppdagelsen

Varme stjerner er Universets mest energirike og lyssterke stjerner og kan derfor observeres ut til store avstander. De gjør oss dermed i stand til å utforske alle deler av Melkeveien, nabogalaksene og til og med relativt fjerne galakser. Disse stjernene påvirker vertsgalaksene sine kraftig ved at de produserer enorme mengder av tyngre grunnstoffer, har ekstremt kraftige stjernevinder og ender sine liv i dramatiske eksplosjoner (supernovaer, hypernovaer og gammaglimt). Ofte etterlater de dessuten et sort hull. Tyngre grunnstoffer produsert i masserike stjerner er forutsetningen for blant annet steinplaneter og liv slik vi kjenner det, og er dessuten svært viktige for utviklingen til påfølgende stjernegenerasjoner. Kunnskap om hvordan disse stjernene utvikler seg er derfor avgjørende for å forstå både hvordan galakser og hele Universet endrer seg over tid.


Klikk på “Liker” og få melding når nye saker legges ut!


MER INFORMASJON

Pressemelding fra ESO

Wikipedia om EHB-stjerner

Se de skarpeste bildene som noen gang er tatt av stjerner!

medium.com: Superflare explosions and giant magnetic spots on hot stars

scitechdaily.com: Spots on Supergiant Star Zeta Puppis Drive Spirals in Stellar Wind

sciencedaily.com: Spots on supergiant star drive spirals in stellar wind

Pressemelding fra ICRAR

Flere saker om stjerner

Stjernehimmelen


Hva kan du se i kveld?

Følg med på planeter, stjerner og månefaser samt spennende fenomener som f.eks. nordlys, perlemorskyer, lysende nattskyer m.m.
Les mer

Astroshow og foredrag

Våre astroshow sett av over 70 000!

Astroshowet Out of Space

Foredrag om verdensrommet!

Forestillinger for skoleelever

Science fiction-trilogien Ad Astra

Opplev den første reisen til et annet solsystem, leting etter livsformer på exoplaneter og Solsystemets og menneskehetens fremtid!

Bøkene er rikt illustrert med flotte fargebilder.

Pluto – menneskehetens siste tilfluktssted!

- stjernereiser - exoplaneter - romheiser
- ormehull - multivers - liv i rommet
- fremtidsteknologi - intergalaktiske opplevelser
- astronomiske fenomener - galaksens fremtid
- krim


Forfattere Anne Mette Sannes & Knut Jørgen Røed Ødegaard
Mer info og bestilling

Filmen Vårt magiske univers

Nyt det vakreste billedmaterialet som noen gang er tatt av vårt fantastiske univers! Fikk terningkast 6 i bladet Astronomi.

Produsert og kommentert av Anne Mette Sannes & Knut Jørgen Røed Ødegaard Mer info

Våre nettsteder
astroevents.no Hovednettsted om Universet
starship.no Stjernereiser
svalbard2015.no Solformørkelsen 20. mars 2015
astrobutikken.no Bøker og filmer m.m.

Følg oss på facebook

Følg oss på facebook

 

 

Kontakt: Knut Jørgen Røed Ødegaard Tlf: 99 27 71 72 E-post: knutjo@astroevents.no. Anne Mette Sannes Tlf. 97 03 80 50 E-post: amsannes@astroevents.no