Inside Pulsating White Dwarfs: Clues from time-resolved spectroscopy

Abstract: Popular Abstract in Swedish Pulserande stjärnrester (OBS! Kontakta mig för figurerna eller se artikeln publicerat i Populär Astronomi). Rubina Kotak, Populär Astronomi, 2002, Nr 2, sid. 29 Stjärnorna's utveckling: Solen är idag ungefär fem miljarder, alltså fem tusen miljoner år gammal. Hur ser solen's framtiden ut? Som i de allra flesta stjärnor, pågår även i solen's innersta delar kärn reaktioner, där väte flitigt omvandla's till helium. Takten på reaktionerna beror i stort sett på stjärnan's ursprungliga massa -- ju högre massan är, desto snabbare går reaktionerna. Med andra ord: en lätt stjärna har ett långt liv, en tyng stjärna ett kort. Under en stjärna's liv, pågår ständigt en kamp mellan tyngdkraften, som försöker dra ihop stjärnan, och det utåtriktade trycket från den heta ga's i stjärnan's inre. Eftersom en stjärna inte har obegränsade mängder av väte i inre delarna, kommer detta bränsle någon gång att ta slut i de delar där temperaturen är så hög att kärnreaktionerna kan ske. Då stör's balansen mellan tyngdkraften och gastryck och stjärnan's innersta delar, des's kärna, börjar dra ihop sig. Men detta gör i sin tur att temperaturen i stjärnan's inre ökar kraftigt, vilket innebär att väte kan förbränna's i ett skal omkring stjärnan's kärna, efterhand i allt högre takt. Detta tvingar stjärnan's yttre lager att utvidga sig enormt -- vi har fått en röd jätte stjärna. Kärnan blir nu ännu hetare och med tiden blir des's temperatur så hög att det helium som bildat's tidigare kan börja omvandla's till kol och andra tyngre grundämnen. Men någon gång kommer också stjärnan's användbara förråd av helium att ta slut. Stjärnan's inre börjar återigen att krympa, men temperaturen stiger denna gång inte tillräckligt mycket för att exempelvi's kol skall kunna ``smälta's om'' till andra tyngre grundämnen. Vad händer nu? Stjärnan har nått fram till en mycket ostabil fa's av sitt liv. Under denna fa's gör sig stjärnan av med en stor del av sin massa. Denna kasta's ut i rymden, och samtidigt stiger yttemperaturen kraftigt ho's den resterande delen av stjärnan. Den utslungade materien hetta's då upp och börjar glöda -- detta expanderande skal av ga's kalla's för en ``planetarisk nebulosa,'' och sådana brukar bli mycket vackra himlakroppar (se Hantelnebulosan på föregående uppslag). Det som återstår av stjärnan kommer emellertid att snabbt dra sig samman till en vit dvärgstjärna, eller vit dvärg som man säger i vardagslag. Stjärnkärnor: En vit dvärg är alltså en stjärnrest från en stjärna som en gång var lik solen. En sådan stjärnrest är knappast större än jorden, men den kan ändå väga ungefär lika mycket som solen. Detta innebär naturligtvi's att den vita dvärgen's densitet blir enormt hög. En tesked av vit dvärgmaterial skulle väga flera ton på jorden -- lika mycket som en stor elefant! I denna kompakta kropp pågår inte längre några kärnreaktioner. Men den vita dvärgen ljuser fortfarande tack vare den stora mängd restvärme som finn's upplagrad i den. Denna värme gör att ``nybildade'' vita dvärgar är mycket heta på ytan, 100 000 grader eller så. Dera's yttemperatur kan säga's vara ett mått på den vita dvärgen's ålder: ju svalare den är, desto äldre är den. Men dera's lagrade värme gör att de vita dvärgarna kan lysa mycket länge, de kan lysa i miljarder år trot's att ingen energi produktion längre pågår. Samtidigt är de små till omfånget, och därmed blir de totalt sett förhållandevi's ljussvaga. De vita dvärgarna hör sålede's till de ljussvagaste himlakropparna, och de kan därför inte se's över stora avstånd. De vita dvärgar som vi kan observera är för os's jordevarelser alltså tämligen närbelägna himlakroppar. Enkel struktur: Jämfört med andra stjärnor, har vita dvärgar en enkel struktur: den ofantliga tyngdkraften gör att de tyngre ämnena som bildat's under stjärnan's aktiva liv skjunker ner, medan vätet flyter upp till ytan. De inre delarna av en vit dvärg i sin tidiga fa's är tigerkakaliknande, medan en vit dvärg som åldrat's och svalnat mer ser ut som en princesstårta med väl definerade gränser mellan olika skikt (se bild). Men vad kan de vita dvärgarna lära os's? Jordgubbssylt är inte vatten: När en vit dvärg har svalnat i flera miljarder år, kommer så småningom yttemperaturen att skjunka till ungefär 11 500 grader -- fortfarande dock dubbelt saa hög som solen's nuvarande yttemperatur. Nu kommer en massa intresänta äker att ske, och dessa är egentligen målet för denna artikel! Temperaturen i stjärnresten gör att det bilda's en 's.k. konvektionszon, ett lager med strömningsrörelser. Konvektion är en proces's som kan använda's för att flytta energi från ett ställe till ett annat. Man kan likna konvektionen vid de rörelser som uppstår när man kokar upp vatten i en kastrull: det varma vattnet för's uppåt och svalare vattnet sjunker ned för att värma's upp och åter stiga. Hur snabba dessa rörelser blir beror på själva materialet: kokar man jordgubbssylt i stället för vatten så blir rörelserna annorlunda. Denna effekt uppträder alltså också i stjärnor. Hur effektiv konvektion blir beror på hur lätt stjärngasen kan förflytta sig -- tyngdkraften visar sig då utgöra ett påtaglig hinder. En av följderna av att vi har en konvektionszon är att restvärmen som kommer innifrån reglera's så att den ger upphov till rörelser ho's stjärnan's atmosfär som i sin tur medför variationer av yttemperaturen. Dessa variationer kalla's för ``pulsationer'' eller ``oscillationer.'' Stjärnan's yta kan på så sätt bli uppdelad i ``varma'' och ``kalla'' delar (se bild). Dessa temperaturvariationer är kopplade till variationer i lju's på samma sätt som vi är vana vid här på jorden: när man varmar upp en bit metall, glöder den först röd (låg temperatur) för att sedan bli gul och till sist vit (hög temperatur). Temperaturen mostsvara's alltså av en färg. En vit dvärg's ljusvariationer är småa, men mätbara och regelbundna (se bild). Perioden är några hundra sekunder. Fortsätter vi med jämförelsen med kastrullen och des's kokande innehåll, så kan ljusvariationerna likna's på sätt och vi's vid att kastrullen har en lock som darrar över det kokande innehållet. Men till skillnad från andra stjärnor som pulserar, ändra's de vita dvärgarna's storlek (radien) knappast. Den vita dvärgen som musikinstrument: Pulsationerna är inte bara spännande i sig själva utan de har också visat sig vara användbara för studier av stjärnstruktur. I stort sett, allt vi vet om universum idag kommer från det lju's som himlakroppar sänder ut. Ljuset är påverkat av ga's och stoft som ligger mellan ljuskällan och os's. Ljuset vi tar emot från en stjärna är dessutom präglat av de yttersta delarna av stjärnan's atmosfär. Vi har därför små möjligheter att undersöka strålningsförloppet inuti stjärnan. Om vi däremot använder pulsationerna för att kartlägga stjärnan's inre kan det vara möjligt. Pulsationerna är det enda sättet vi har idag att på ett praktiskt sätt så att säga kunna titta in i en stjärna. Tekniken fungerar på följande sätt: låt os's likna den vita dvärgen vid ett stort musikinstrument. Instrumentet's struktur, form, och sammanställning försöker vi tolka från toner eller melodier som sänd's ut i form av ljusvariationer: en stor kyrkoklocka gjord av mässing har andra egenskaper än en liten, som är gjord av stål till exempel. Är de gjord av samma material, men har olika storlekar så påverkar det också tonen. I likhet med de principer som använd's i seismologi på jorden (dv's undersökning av jorden's inre egenskaper), kalla's denna metod när det gäller stjärnor för ``stjärn''- eller ``asteroseismologi''. Vad lär vi os's?: Sedan urminne's tider har astronomerna strävat efter att kunna mäta ett fåtal grundläggande egenskaper ho's stjärnorna, t.ex. avstånd, masä, och ålder). Så gör man fortfarande. Olika metoder och modeller för hur detta ska gå till med allt nyare och sofistikerad utrutstning har utvecklat's. Vissa av dessa metoder är direkta, dv's. de ger genast den önskat uppgiften, andra är väsentligen indirekta och resultaten därifrån basera's på mellanliggande antaganden om sakerna's tillstånd. Absolut säkra metoder finn's naturligtvi's inte. Alltmer komplicerade modeller och teoretiska beräkningar, möliggjorda av dagen's stora förmåga att snabbt behandla stora datamängder, leder fram till förutsägelser som måste konfrontera's med riktiga och de mest noggrana observationer som är möjliga att göra. Som sagt's förut är vita dvärgar ljussvaga himlakroppar. För att observera desä med någon grad av nogrannhet kräv's stora teleskop. Vi har fått och bearbetat observationer gjorda med de f.n. största teleskopen på vår planet, Keckteleskopen på Hawaii, med speglar med 10m i diameter. Med så stora teleskop har man nu också kunnat mäta de variationer i hastighet som åtföljer ljusvariationerna, något som tidigare var omöjligt. Tyvärr är just konvektionen som proces's betraktad svår att hantera vid modellberäkningar. Sambandet mellan lju's och hastighet's variationer påverka's av konvektionslagret. Men analy's av variationerna ger os's viktiga upplysningar om des's egenskaper. Dessa upplysningar kan i sin tur använda's för att begränsa modellberäkningarna, med bättre och säkrare resultat som följd. Vintergatan's ålder: Som sagt's tidigare, vita dvärgar är stjänrester av tämligen enkel struktur och att dera's yttemperaturer kan vara ett mått på dera's ålder. De svalaste vita dvärgarna bör därför höra till de första stjärnorna som födde's i vår egen galax. De sätter därför, en grän's på Vintergatan's ålder! Mängden väte som finn's kvar (se bild) avgör hur snabbt kärnan svalnar, och detta påverkar naturligtvi's åldersbestämningen. Problemet är dessutom att det är mycket svårt att beräkna hur mycket väte finn's kvar ho's en enskild stjärna. Men det är uppenbart att denna kvardröjande mängd beror på stjärnan's tidigare liv. Över denna fråga skulle de pulserande vita dvärgarna kunna sprida lju's. Analyser och tolkningar av variationerna, med hjälp av modeller, kan leda till en bättre förståelse av strukturen och växelverkan mellan olika processer och därmed en förbättrad uppskattning av Vintergatan's ålder. En biprodukt av detta är att man samtidigt får en bättre förståelse av processer som lett fram till vita dvärgstadiet. Det är alltså också en form av stjärnarkeologi som kan jämföra's med den som presenterade's i en tidigare artikel i Populär Astronomi (Birgitta Nordström, ``Universum's radioaktiva klockor'' i PA nr. 4, 2001). Säkert har vi ännu inte sett alla framgångsrika möjligheter som asteroseismologin erbjuder os's, särskilt den som rör vita dvärgar. Framtiden's teleskop, på jorden och i satellitbana, tillförsäkrar att denna tekniken kommer att blomstra och medför säkert nya rön och svar på våra frågor. Framtiden ser seismiskt ljust ut!