R Coronae Borealis stjerner
Av Birger Andresen

R Coronae Borealis er den ultimate variable stjerne med sine plutselige og svært uregelmessige fall fra 6 til 14.5 mag. i lysstyrke. Selv etter 200 års kontinuerlig observasjon forstår vi kun i grove trekk hva som skjer når den og andre stjerner av samme type gjemmer seg i skyer av sot eller hvordan slike stjerner dannes.

Innledning
R Coronae Borealis (R CrB) har gitt navn til en eksklusiv gruppe variable stjerner som varierer svært uregelmessig i lystyrke, R Coronae Borealis (RCB) stjernene. Vi kjenner kun ca. 50 slike stjerner. Disse karbonrike og ekstremt hydrogenfattige superkjempene har tilsynelatende helt uforutsigbar og kraftig variasjon i lysstyrken, noe som gjør dem til favoritter for mange som observerer variable stjerner. Variasjonen skyldes at karbonpartikler felles ut og danner skyer av sot mellom oss og stjernen som hindrer lyset fra overflaten i å nå fram til oss.

R CrB ble oppdaget av den engelske hobbyastronomen Edward Pigott. Våren 1795 la han merke til at en stjerne i Den Nordlige Krone (Corona Borealis), som vanligvis var av lysstyrke ca. 6 mag., hadde forsvunnet. I månedene som fulgte kom den gradvis tilbake til sin normale lysstyrke. Siden den gang er den observert nesten kontinuerlig med alle tilgjengelige metoder. En annen RCB-stjerne, RY Sagittarii (RY Sgr), er observert i over hundre år.

Tabell 1 viser de mest kjente og aktive RCB-stjernene som er synlige for hobbyastronomer fra Norge. R CrB startet et utbrudd i juli i år samtidig som Z UMi var i et uvanlig dypt minimum ved ca. 18.5 mag.

Tabell 1: Svært aktive RCB-stjerner med stor amplitude synlige med hobbyteleskop fra Norge. Lysvariasjonen er angitt på bakgrunn av lyskurvene i databasen til American Association of Variable Star Observers (AAVSO) gjennom de siste 20 år.

Stjerne

Visuell lysstyrke

(AAVSO siste 20 år)

Kommentar

R CrB

5.7 - 14.3

6 fall til under 10 mag. de siste 20 år.

ES Aql

11.5 - 15.5

Svært aktiv. Data kun for siste 7 år.

SV Sge

10.0 - 16.5

6 fall til under 13 mag. de siste 20 år.

SU Tau

9.0 - 18.0

Inaktiv i 1987-1993, deretter svært aktiv.

Z UMi

10.5 - 18.5

18.5 mag. i sommer. Data kun for siste 13 år.

DY Per

10.5 - 15.7

Data kun for siste 16 år.

V482 Cyg

10.5 - 14.5

Dypeste minimum ca. 12 mag. de siste 10 år.

Kartlegging av hvor på himmelen vi finner RCB-stjerner og deres galaktiske hastighet tyder på at de i hovedsak finnes ved ganske høy galaktisk bredde i utbulningen rundt Melkeveiens kjerne. De synes å være gamle populasjon I stjerner. Basert på observasjoner av RCB-stjerner i den Store Magellanske Sky, synes den absolutte lysstyrken å være ca. -4 til -5 mag. De sender ut tre tusen til ti tusen ganger så mye stråling som Sola når de er i sin normaltilstand ved maksimum. Man tror massen er på ca. 0.7-0.8 solmasser og at diameteren er omtrent femti soldiametre. Ingen RCB-stjerner er påvist å være dobbeltstjerner.

Lysvariasjonen under et utbrudd
RCB-stjerner kjennetegnes ved raske, kraftige fall i lysstyrken med ujevne mellomrom etterfulgt av langsom oppgang til normal lysstyrke. Fallet kan være så mye som 8 magnituder på noen uker, hvilket betyr at lysstyrken ved minimum kan falle til ca. 1/1600 av lysstyrken ved maksimum. Ofte stopper fallet midlertidig opp, eller lysstyrken kan endog øke litt, før den igjen faller raskt videre. Dette kan gjenta seg mange ganger før stjernen når sitt endelige minimum. Det varierer fra gang til gang hvor dypt det endelige minimum blir. Oppgangen kan også avbrytes av et eller flere nye fall, og det kan ta mange måneder eller år før stjernen igjen har stabilisert seg ved maksimum. Stjernene kan også komme nesten opp til maksimum for så plutselig å falle ned til minimum igjen i løpet av noen få uker. Figur 1 viser lysvariasjonen til R CrB fra 1980 til 1990 og for SU Tau de siste 20 årene.

Figur 1: Visuell lysvariasjon for R CrB (1980-1990) øverst og for SU Tau (1987-2007) nederst hentet fra internettsidene til AAVSO. Bruddene i kurven for SU Tau kommer hver sommer da Sola er for nær SU Tau til at den kan observeres.

Det er vanskelig å se noe mønster i variasjonen. Både perioden og måten et utbrudd arter seg på er uregelmessig. R CrB hadde for eksempel et nesten sammenhengende utbrudd i ti år fra 1863 til 1873, mens den holdt seg nær maksimum i hele ti år fra 1924 til 1934. Normalt går det ett til tre år mellom hvert utbrudd. SU Tau har vært særdeles aktiv siden 1993 jfr. Figur 1.

Kjemisk sammensetning
Spektralanalyser viser at de aller fleste RCB-stjernene er superkjemper av spektralklasse F eller G med ekstremt lite hydrogen på sine overflater, atmosfærer og i sine nære omgivelser. Dette tilsvarer en overflatetemperatur på 4000-8000 K. De fleste har ganske lik kjemisk sammensetning hvor kun mengden av hydrogen og litium varierer sterkt. Gjennomsnittet for hydrogen er i størrelsesorden 1/100 000 av Solas og for karbon ca. ti ganger så mye som Sola. De fleste RCB-stjerner har også mer nitrogen og natrium enn Sola og de viser mange spektrallinjer fra nøytralt karbon samt molekyler som C2 og CN.

Noen RCB-stjerner følger ikke dette normale mønsteret. V854 Cen har for eksempel et hydrogeninnhold som tilsvarer 10% av Solas. Disse unormale stjernene er alle fattige på jern. Det finnes også noen få varme RCB-stjerner av spektralklasse B.

Pulsering ved maksimum
Ved maksimum viser nesten alle RCB-stjernene små lysvariasjoner med periode på mellom 20 og 100 dager. Disse variasjonene har normalt en amplitude på noen få tiendels magnituder og skyldes radiell pulsering, altså at stjernen vekselvis utvider seg og trekker seg sammen.

Man har lenge visst at RY Sgr og V854 Cen har veldefinerte regulære pulseringsperioder på henholdsvis 38 og 43 døgn. R CrB har derimot flere perioder, hvorav de mest fremtredende er på henholdsvis 44 og 52 døgn. Disse to veksler om å dominere pulseringen fra et år til det neste. Utbruddene i 1985-86 og i 1988-89 startet omtrent på samme tid som pulseringen vekslet fra den ene til den andre perioden.

For RY Sgr og V854 Cen, som begge altså har veldefinerte perioder, har man lenge visst at det er en klar tendens til at nye fall i lysstyrken skjer med omtrent samme periode som pulseringen. For de andre RCB-stjernene var mangelen på stabilitet i pulseringen lenge et hinder for tilsvarende analyser. I 2006 hadde man endelig tilstrekkelige lange perioder med spektroskopisk måling av pulseringen for R CrB, UW Cen og S Aps til at man med sikkerhet kunne fastslå at også disse gjerne faller kraftig i lysstyrke med samme periode som pulseringen. Det er derfor liten tvil lengre om at pulseringen er direkte koblet mot lysfallene.

Årsaken til lysfallene
Allerede på 1930-tallet ble det fremsatt teorier om at lysfallene til RCB-stjerner skyldes dannelse av støv fra masse kastet ut fra stjernenes overflater. Ideen var at støvpartiklene blokkerer for lyset fra stjernen. Stjernen kommer så gradvis til syne igjen etter hvert som støvet blåses vekk med strålingstrykket fra stjernen inntil en eventuell ny støvsky dannes. Dette er senere bekreftet. Som nevnt ovenfor, viser nyere forskning at det er en sammenheng mellom de radielle pulseringene og dannelsen av støvskyer. Man vet dog ikke ennå om hver pulsering gir masseutsendelse og hva som i så fall gjør at masseutsendelsen i stjernens aktive perioder fører til dannelse av støvskyer, mens den i lange, inaktive perioder åpenbart ikke gjør det.

Ekstinksjonskurver har på overbevisende måte vist at støvet som gir lysfallet er svært rikt på karbon. Målinger under minima for R CrB og RY Sgr passer svært godt med amorft karbon med partikkelstørrelse 0.005-0.06 µm. Partikkelstørrelsen endrer seg gjennom et utbrudd.

Masseutsendelse og støvdannelse
Spektralanalyser av R CrB og RY Sgr har vist et rikt emisjonsspektrum med smale spektrallinjer i starten av aktive perioder. Spekteret kalles E1 spekteret, og kommer fra et område som strekker seg en-to stjerneradier ut fra overflaten. Linjene dukker opp når støvpartikler dannes og dekker for det kontinuerlige spekteret fra fotosfæren som dominerer til vanlig. E1 spekteret består av linjer fra mange nøytrale og enkeltioniserte metaller. Bredden til spektrallinjene viser at ekspansjonshastigheten er omtrent 50 km/sek. De fleste av E1-linjene forsvinner i løpet av to-tre uker, og erstattes av bredere spektrallinjer tilsvarende en ekspansjonshastighet på 100-200 km/sek. Dette spekteret kalles BL spekteret (Broad Line), og kommer fra området utenfor området som gir E1 spekteret. Noen smale spektrallinjer holder seg dog sterke noe lengre enn de andre. Dette gjelder i første rekke linjer fra Scandium og Titan. Dette spekteret kalles E2 spekteret og kommer fra grensen mellom områdene som gir E1 og BL spektrene. De ulike områdene er vist på Figur 2.

Mot slutten av et lysfall dominerer brede linjer fra kalsium, hydrogen, kalium, natrium og helium i den synlige delen, mens det ultrafiolette området viser tydelige linjer fra magnesium og jern. Disse linjene er synlig helt til stjernen har returnert til sitt maksimum og det kontinuerlige spekteret fra fotosfæren overtar igjen. Det er for øvrig betydelige variasjoner i utviklingen av spektra for ulike RCB-stjerner.

Under utbrudd for R CrB og V842 Cen har man ut fra svekkelsen over tid for spektrallinjer fra kalsium og magnesium konkludert med at det området som gir de brede spektrallinjene har stor utstrekning og at ikke hele stjernen dekkes av støvskyene. Dette tyder på at støvskyene er lokale. Dette bekreftes av observasjoner i nær-infrarød del av spekteret som fortsetter å vise pulseringene i fotosfæren gjennom hele utbruddet. Dette krever at skyene ikke dekker hele stjernen og at tettheten i støvskyen er relativt liten.

Observasjoner i infrarødt har også vist semi-periodiske variasjoner på 1-2 mag. med typiske perioder på ett tusen til noen tusen dager. Dette tyder på at støvproduksjonen varierer betydelig med en typisk tidsskala på noen få til ti år. En økning på 2. mag. i infrarød stråling tilsvarer minst seks ganger så mye varmt støv. Det kan godt være at dette styrer de aktive og inaktive periodene for RCB-stjernene.

Data fra IRAS satellitten viser at fire undersøkte RCB-stjerner er innhyllet i store, tynne støvskyer. R CrB har den største med en utstrekning på 20 bueminutter, hvilket tilsvarer en diameter på 3-4 lysår. IRAS data har også vist at dette støvet typisk har en temperatur på 400-600K. Denne støvskyen synes å være laget for 10 000 – 100 000 år siden, og har ingen sammenheng med masseutsendelsen og støvdannelsen som gir lysfallene vi observerer i dag.

Teori for støvdannelse
Detaljene for støvdannelsen er fremdeles dårlig forstått. Karbonet sendes åpenbart ut fra stjernens overflate som karbonatomer med svært høy temperatur sammen med andre grunnstoffer. For at denne karbongassen skal danne støvpartikler må karbonatomene slå seg sammen til støvpartikler. For en gass i såkalt termodynamisk likevekt, dvs. at tunge partikler som atomkjerner, molekyler og støv har samme temperatur som de lette elektronene, kan karbonpartikler dannes først når temperaturen er under ca. 1500 Kelvin (= drøyt 1200°C). Modeller tyder på at karbonet i så fall må dannes minst 20 stjerneradier fra stjernen.

Men dette er altfor langt unna stjernen til å forklare sammenhengen mellom pulseringen og starten av lysfall som er påvist for alle de fem RCB-stjernene som er undersøkt i detalj med hensyn til dette. En slik sammenheng krever nemlig en direkte kobling mellom stjernens atmosfære og det stedet hvor støvdannelsen skjer. Dette er vanskelig å forestille seg hele 20 stjerneradier fra overflaten.

Denne teorien har også andre uoverkommelige svakheter. Tidsskalene for lysfall og lysøkninger samt tidsforløpet for hvordan emisjonslinjene i spekteret dukker opp og forsvinner gir informasjon om størrelsen på støvskyene, posisjonen til emisjonsområdene, akselerasjonen av gassen og hvor lang tid det tar for støvskyene å løse seg opp igjen. Denne informasjonen stemmer ikke overens med observasjonene hvis støvet dannes hele 20 stjerneradier fra overflaten. For eksempel er strålingstrykket på langt nær stort nok i denne avstanden til å forklare en så rask oppløsning av støvskyen etter et utbrudd som lyskurvene viser.

 

De fleste av disse problemene forsvinner dersom støvet i stedet dannes omtrent en stjerneradius fra overflaten. Her er strålingstrykket høyt nok til å løse opp skyene fort nok og til å gi den kraftige akselerasjonen til 100-200 km/sek som E2 spekteret viser. Og her er støvskyen liten nok til at den befinner seg innenfor området som gir de smale emisjonslinjene i E1 spekteret som er synlige noen uker ved nye lysfall. Situasjonen blir da omtrent som vist på Figur 2.

 

 

Figur 2: Visualisering av den mest sannsynlige modellen for støvdannelse for RCB-stjerner. Karbonatomer kondenserer til fint karbonstøv (sot) i en avstand av ca. en stjerneradius fra sentrum av stjernen og blokkerer mye av lyset fra stjernen. Dette er inne i E1 området som produserer smale emisjonslinjer i spekteret de to-tre første ukene av et lysfall. Strålingstrykket akselererer støvpartiklene og blåser dem utover slik at E1 området blokkeres og de smale emisjonslinjene forsvinner. De erstattes av middels brede emisjonslinjer fra E2 området og brede linjer fra BL området lengre bort fra stjernen. Stjernens lysstyrke øker etter hvert som støvskyen fortynnes og klarner opp. Nye støvskyer kan dannes og gi nye fall i lysstyrken. Figuren er hentet fra Clayton (1996).

Utfordringen med denne modellen er at temperaturen synes å være for høy til at karbon kan kondensere til støvpartikler kun en stjerneradius fra overflaten. To forhold kan bidra til å løse dette problemet. For det første øker kondensasjonstemperaturen for karbon betydelig i hydrogenfattig gass siden hydrokarboner da ikke dannes i særlig grad. For det andre har man påvist sjokkbølger i atmosfæren til RY Sgr. Disse vil gi betydelige lokale tetthetsvariasjoner og fremme ikke-likevektsforhold i gassen. Når man tar hensyn til dette viser modeller for RCB atmosfærer at forholdene godt kan være til stede for dannelsen av sotskyer i en avstand på kun en stjerneradius når sjokkbølger passerer. Nøkkelen ligger i at karbonmonoksid (CO) gass kan kondensere ved ca. 5000K, og at denne gassen har strålingsegenskaper som fører til kraftig avkjøling så fort den dannes. Temperaturen kan derfor synke helt ned i 2000K i det aktuelle området. Dette er sannsynligvis kjølig nok til at karbonatomer kan kondensere til sot i de ekstremt hydrogenfattige RCB atmosfærene. Tidsskalaene som observeres under utbruddene stemmer godt overens med modellene. Man har lenge visst at Z UMi viser sterke CO-bånd, og i 2005 ble CO-bånd endelig også påvist i ES Aql, SV Sge og DY Per. Alle disse er RCB-stjerner med overflatetemperatur lavere enn 6000K. For R CrB, RY Sgr, SU Tau og XX Cam, som alle har overflatetemperatur på over 6000K, er det så langt ikke påvist tydelige CO-bånd.

 

Hvordan dannes RCB-stjerner ?
Opphavet til RCB-stjerner er et mysterium. Ut fra det svært sparsomme antallet RCB-stjerner som er kjent, kan man konkludere med at fasen som RCB-stjerne enten er svært kortvarig i astronomisk forstand (maksimalt noen titalls tusen år) eller at kun veldig spesielle stjerner blir til RCB-stjerner. Det er usikkert om RCB-stjernene er i slekt med andre typer ekstremt hydrogenfattige stjerner eller ikke.

Det finnes to hovedmodeller for opphavet til RCB-stjerner. I den ene smelter en heliumrik hvit dvergstjerne (HeWD) sammen med en mer massiv karbon-oksygenrik hvit dvergstjerne (COWD). Den massive CO-dvergen kannibaliserer heliumdvergen og får tilført nok helium til at kjernereaksjoner starter nær overflaten. Stjernen svulmer opp til en ekstremt hydrogenfattig og karbonrik kjempestjerne. Denne modellen kalles Double Degenerate Modell (DD).

Den andre modellen postulerer at RCB-stjernene er siste trinn i utviklingen av stjerner som gjennomgår såkalt helium flash. Her har en lav-masse stjerne først avsluttet sitt liv som rød kjempe og omgitt seg med en planetarisk tåke. I gitte tilfeller kan det være nok helium igjen i dvergstjernen til at heliumfusjonen starter på nytt. Stjernen ekspanderer da kraftig til en heliumbrennende kjempestjerne i det vi kaller et helium flash. Grunnstoffene i dens ytre blandes kraftig ved konveksjon til en sammensetning som ligner den til RCB-stjerner. Denne modellen kalles Final Helium Shell Flash Modell (FF).

Kun tre kandidater for RCB-stjerner er funnet med omgivelser som ligner på planetariske tåker. Men dette behøver ikke motbevise FF-modellen fordi helium flash kan skje inntil 100 000 år etter at den planetariske tåken ble dannet. Og da vil den planetariske tåken være vanskelig å oppdage. Ingen av modellene synes å kunne forklare alle observerte fenomen ved RCB-stjerner. Ingen av dem forklarer opphavet til de spesielle RCB-stjernene med lav innhold av jern.

Inntil videre får vi nok bare avfinne oss med at vi ikke vet hvordan disse stjernene oppstår og at vi ikke kjenner detaljene rundt hva som faktisk skjer med dem. Vi får i stedet nyte de irregulære lysvariasjonene når de leker gjemsel med oss delvis innhyllet i karbonskyer.

Hovedkilder

  1. Clayton, C. C., The R Coronae Borealis Stars (mars 1996),
  2. http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1996PASP..108..225C

  3. AAVSO, Variable Star of the Month (januar 2000), www.aavso.org/vstar/vsotm/0100.shtml
  4. Jeffery, S. R Coronae Borealis Stars (2000), http://www.arm.ac.uk/~csj/rcrb_rev/node1.html  
  5. Tenenbaum et.al., Detection of Near-Infrared CO Absorption Bands in R Coronae Borealis Stars, The Astronomical Society (juli 2005),
  6. Crause L.A., W.A. Lawson, A. A. Henden, Pulsation-decline relationships in R Coronae Borealis Stars (2006).