Blå strejfere

Denne artikel handler om den gådefulde gruppe af stjerner,
som kaldes "blå strejfere" (engelsk: blue straggler stars). 
Det er meget tunge, varme og lysstærke stjerner, som man de
seneste par år har studeret grundigt - blandt andet ved hjælp 
af Hubble Rumteleskopet.

Billedet herunder viser to billeder: Til venstre er det kuglehoben 
47 Tucanae, som den ser ud set fra Jorden i et teleskop. Herunder 
er et billede fra Hubble Rumteleskopet. Man kan her se hvor tæt 
stjernerne ligger i de inderste dele af kuglehoben. Det er også her 
de tunge blå strejfer stjerner findes (de er markeret med gule 
cirkler). Farven af stjernerne fortæller hvilken temperatur 
stjernerne har: Røde stjerner er kolde (4-5000 Kelvin), gule 
stjerner er "lunkne" (6000K) mens de blå strejfere (markeret 
med gule cirkler) er varme: 7-8000 K. 

Bemærk at Solens overflade-temperatur er ca. 5800 K.




Man fundet blå strejfere i både kuglehobe og 
åbne stjernehobe. 

Solen og stjernernes liv

Solen er den stjerne som Jorden og de andre planeter i solsystemet
kredser omkring. Solen er blot en af omkring 150 milliarder stjerner,
som udgør Mælkevejen, som er vores galakse - en spiralgalakse. 
Solen ligger langt fra centrum af Mælkevejen (30.000 lysår) i en af
spiralarmene. 


Når man kigger rundt på stjernehimlen om natten kan man se flere
tusinde enkelte stjerner (omkring 4.000 hvis vejret er godt). Hver
af disse stjerner er i familie med Solen.

 
Stjerner bliver dannet af gigantiske gasskyer, som der findes
mange af i Mælkevejen. Hvis disse enorme gasskyer begynder 
at trække sig sammen, vil der
ud af den oprindelige gassky blive dannet mange hundrede eller
tusinde stjerner (afhængig af skyens størrelse). De stjerner der 
bliver dannet vil da være medlemmer af en stjernehob - en gruppe 
af stjerner. Man kan faktisk se flere stjernehobe på himlen med 
det blotte øje: Syvstjernen er et godt eksempel på en stjernehob, 
der ikke er ret gammel. Her kan man stadig se den gas, der blev 
til overs, da stjernerne blev dannet!

Alle stjernerne på himlen har på en måde de samme livsvilkår som os 
mennesker - men også fisk, træer, biler, osv. Hermed mener jeg, at 
stjernerne ligesom de ting vi ellers kender, kun har en vis levetid. 
Ligesom en bil findes der i en stjerne kun en vis mængde brændstof:
Når brændstoffet er brugt op, sker der nogle voldsomme ændringer i
stjernen - og til sidst eksploderer stjernen. Efter eksplosionen
kan man så se, hvad der er tilbage af stjernen: De yderste lag af 
gas er blevet slynget væk, men i centrum findes stadig resterne af 
kernen - det kan være en hvid dværg, en neutron stjerne, eller et 
sort hul (hvilken af de tre muligheder afhænger af hvor stor 
stjernen var, da den blev dannet).


Hvor lang tid en stjerne kan leve afhænger faktisk næsten kun af 
en parameter - nemlig stjernens masse: Jo tungere stjernen er, 
des mere brændstof er der til rådighed. Til gengæld er stjernen 
så tung, at den forbrænder sit brændstof <i>meget</i> hurtigt. 
Alt i alt betyder det, at jo tungere en stjerne er, des kortere 
tid har den at leve i. For eksempel lever Solen i cirka
10 milliarder år (den er omkring 4.5 milliarder år gammel idag), 
mens en stjerne der er dobbelt så tung lever i kun 1 milliard år!


Hvis man har en stjernehob (kuglehob eller åben hob) vil man have
forskellige typer stjerner: Nogle er meget varme og lysstærke, 
andre er kolde og lyssvage. I Hertzsprung-Russell diagrammet 
ligger stjernerne fordelt som vist på figuren herunder: På x-aksen 
ses temperaturen, der vokser mod venstre. På y-aksen ses lysstyrken, 
der vokser opad.

Efterhånden som årene går vil fordelingen af stjerner i HR- diagrammet 
ændre sig: De tunge stjerner (fx. 10 gange Solens masse) vil hurtigt 
opbruge deres brændstof og begynde af bevæge sig mod højre og opad 
i dia- grammet for så til sidst at eksplodere. Efter 1 milliard år 
(1 Går) er der kun stjerner tilbage med masser under 2 gange Solens 
masse. Efter 10 Går er der kun stjerner tilbage, der er lettere end 
Solen - og efter 15 Går findes der kun stjerner, som er lettere end 
70% af Solens masse. Bemærk at stjernerne ikke helt forsvinder, men
netop ender op som hvide dværge nederst til venstre i diagrammet
(en hvid dværg er ca 10.000 kilometer i diameter og har en temperatur
på 10.000 Kelvin).


Man kan udregne teoretiske modeller for stjerners udvikling og 
på den måde konstruere Hertzsprung-Russell diagrammer. Ved at
sammenligne disse HR diagrammer med hvad man har observeret for
en virkelig hob af stjerner, kan man bestemme <i>alderen</i> af
hoben: Hvis der fx. er mange tunge stjerner tilbage er hoben ikke
ret gammel! Dette gælder for de åbne hobe. For kuglehobene er
der kun meget lette stjerner tilbage - og man kan derfor fastslå, 
at kuglehobene er meget gamle!

Blå strejfer stjerner

Ved hjælp af billeder taget fra Jorden og med Hubble Rumteleskopet 
har man konstrueret HR diagrammer, som man kan sammenligne med 
teoretiske udregninger. Med denne metode har man fundet at de fleste 
kuglehobe er mellem 9 og 12 milliarder år gamle (9-12 Går).

Figuren herunder viser et sådant HR diagram for kuglehoben med
navnet "47 Tucanae". Hvert punkt i diagrammet repræsenterer altså
en stjerne med en bestemt lysstyrke og temperatur. Man har 
bestemt at 47 Tucanae må have en alder på omkring 9.2 Går. 




Læg mærke til det karakteristiske knæk - "turn off" punktet: 
Ved turn off ligger de stjerner, der ikke har ret meget brændstof 
tilbage: Efter dette stadium i disse stjerners liv, vil de udvide sig 
meget kraftigt og blive til røde kæmpestjerner (se figuren). Til sidst 
vil de ende deres dage som hvide dværge (WD = white dwarf -- hvid dværg 
på engelsk).


Man kan også se, at der findes nogle enkelte stjerner til venstre og 
lidt over turn off. Dette er meget varme og lysstærke stjerner:
Dette er <i>de blå strejfer stjerner</i>. Disse stjerner ligger
i et "forbudt område": Stjerner, der er så tunge som dem, har kun
en levetid paa 1-2 Går, hvorfor de burde have opbrugt deres brændstof,
derefter eksplodere - og nu være hvide dværge. Husk på, at kuglehobens
alder er 9 Går -- altså meget ældre. 

Stjerne-kollisioner

Forklaringen på at der findes sådanne varme og tunge stjerner i
kuglehoben er følgende: Blå strejfere er resultatet af to stjerner, 
som er stødt sammen - og således blevet til <i>en stjerne</i>.


At dette kan forekomme kan man sagtens forestille sig - idet tætheden
af stjerner er enorm i sådan en kuglehob (se billedet øverst!).
Man kan beregne, at der forekommer et stjerne-sammenstød cirka en gang 
hver 10 millioner år. Da kuglehoben er omkring 9 milliarder år gammel, - 
er der altså ialt dannet omkring 900 blå strejfere via disse voldsomme 
stjerne-kollisioner. På nuværende tidspunkt er der dog kun omkring 
60 blå strejfere, da de jo ikke lever ret længe. De blå strejfere der 
er dannet for mere end 2 Går siden findes nu som hvide dværge.

Man har set blå strejfere i alle de kuglehobe, hvor man har ledt
grundigt efter dem (der findes omkring 100 kuglehobe i Mælkevejen).
Derudover findes der også blå strejfere i åbne stjernehobe, men her
er de mere sjældne, da tætheden er stjerner er meget mindre - og
derfor forekommer stjerne-sammenstød ikke så tit. 

SX Phoenicis stjerner

Nogle af de blå strejfere er særligt interessante: De er nemlig
pulserende stjerner - det vil sige, at de hele tiden ændrer lysstyrke.
Typisk har de perioder på mellem 1 og 5 timer og en ændring i 
lysstyrke på mellem 1 og 10 procent. 

I kuglehoben 47 Tucanae (se billedet øverst) kender man seks
variable blå strejfere. I denne kuglehob pulserer altså omkring hver
tiende blå strejfer. Disse stjerner kaldes SX Phoenicis stjerner
(SX Phe). 

Ud fra teoretiske beregninger af hvordan SX Phe stjerner
pulserer, kan man fastslå, at disse stjerner virkelig er meget tungere
end resten af stjernerne i kuglehoben; - men ingen af dem vejer mere
end to gange massen af de tungeste "lette" stjerner. Dette resultat 
passer godt med teorien om, at en blå strejfer stjerne er 
resultatet af, at to "lette" stjerner er stødt sammen.

Popular Astronomy

Planetjagt