Variabla stjärnor

De flesta huvudseriestjärnor lyser med relativt konstant ljusstyrka, medan gamla stjärnor ibland genomgår faser där de varierar påtagligt. En viktig grupp variabla stjärnor är de s.k. Cepheiderna, som långsamt pulserar så att ljusstyrkan regelbundet ändras med kanske en faktor tre på en period av dagar eller veckor. Som upptäcktes av Henrietta Leavitt redan 1908 har Cepheiderna den mycket användbara egenheten att den (lätt) observerbara perioden berättar vilken absolut ljusstyrka stjärnan har. Den exakta s.k. ‘period-luminositetsrelationen’ har ett antal finjusteringsparametrar, men det stora problemet är att bestämma en ‘nollpunkt’, dvs absolutmagnituden för en cepheid med (t.ex.) 10 dygns period. Även de närbelägnaste cepheiderna i Vintergatan är ganska avlägsna, så deras avstånd är ännu osäkra. Drastiskt bättre avståndsdata börjar dock nu komma från observationer med astrometrisatelliten Gaia.

Den allra närbelägnaste cepheiden är faktiskt Polstjärnan, som varierar med omkring 4 dygns period. Amplituden är dock (f.n.) bara några hundradels magnituder, så med blotta ögat märker man ingen skillnad från kväll till kväll. Namnet cepheid kommer från stjärnan delta Cephei, som är lätt att hitta i stjärnbilden Cepheus. Perioden är omkring 5,4 dygn och amplituden bortåt 1 magnitud, så med uppmärksamma observationer går det att med blotta ögat märka ljusvariationerna. Den påtagligt röda (”Granatstjärnan”) my Cephei, som ligger nära delta på himlen, är också variabel, men mycket oregelbundnare. Den är en extremt stor (flera astronomiska enheter) röd superjätte, troligen en av Vintergatans största och absolut ljusstarkaste.

De mest extrema periodiska ljusstyrkevariationerna uppvisas av s.k. långperiodiska variabler, eller Mira-stjärnor. På hösten 1596 upptäckte den tyske prästen/astronomen David Fabricius att en stjärna i stjärnbilden Valfisken (Cetus) först tycktes öka i ljusstyrka för att sedan helt försvinna. Holländaren Johannes Holwarda studerade stjärnan ingående, och kunde 1638 beskriva en 11 månaders periodisk variation. Även Johannes Hevelius observerade stjärnan och gav den 1662 namnet Mira, ”Den underbara”. Ljusstyrkan varierar från magnitud 3 i maximum till magnitud 10 i minimum med ungefär 332 dygns period, men ljuskurvan upprepar sig inte strikt. Särskilt maximum varierar mellan olika cykler.

Mira är alltså prototypen för en klass av långperiodiska variabler med perioder från några månader till ett par år och visuella amplituder på 3 magnituder eller mer. Flera tusen är kända, och de lättobserverade ljusvariationerna följs av många amatörastronomer. Stjärnorna är alla röda jättar i slutet av sin utveckling, med instabila atmosfärer och massförlust, och därför även astrofysikaliskt intressanta.

Mira blev ett av mina första mål när jag började fotografera stjärnhimlen, och denna bild från 28 december 1965 visar den karakteristiska ‘skopa’ som bildas när Mira är nära sin maximala ljusstyrka. Den okänsliga diafilm jag använde krävde 30 s exponering för att visa ljusstarka stjärnor, och jag följde Mira bara när den syntes.

En modern bild (3 januari 2013) visar förstås många fler stjärnor. Mira är ganska nära minimal ljusstyrka, och om man tittar noga ser man att det ligger en svag stjärna ganska tätt intill. Detta är en ‘optisk’ dubbelkomponent, dvs bara en slumpartad upplinjering av två stjärnor på helt olika avstånd. Däremot finns det faktiskt en ‘äkta’ (fysisk) dubbelkomponent mycket närmare Mira.

På detaljbilder från 2017 kan man direkt jämföra Mira med grannstjärnan. Den första bilden är tagen nära maximal ljusstyrka, den andra nära minimum, och skillnaden är alltså radikal.

En ännu radikalare skillnad uppvisar den näst ljusstarkaste Miravariabeln på himlen, stjärnan chi Cygni. Här ser vi Svanen/Norra Korset den 17 maj 2013, med chi ljusare än grannstjärnan eta Cygni.

Så länge chi är ljusstark är den lätt att hitta, även om den ligger mitt i vintergatsbandet, med mängder av grannstjärnor.

När den är ljussvag är det betydligt knepigare, men här syns ännu den röda färgen tydligt. Chi Cygni kan dock bli ännu en faktor 20 ljussvagare, och i extremfall kan den variera mellan magnitud 3 och 14! Perioden är lite längre än Miras, omkring 400 dygn, men med stor variation från cykel till cykel.

Ännu en intressant grupp av variabla stjärnor är novorna, som inte alls är ‘nya’ stjärnor utan en speciell grupp av kortperiodiska dubbelstjärnor. Den ena stjärnan i paret är en huvudseriestjärna medan den andra är en vit dvärg. I kortperiodiska par kan massa överföras från huvudseriestjärnan till den vita dvärgen, och när tillräckligt mycket väte samlats på denna kan det ske en explosiv fusionsreaktion så att stjärnan plötsligt ökar tiotusentals gånger i ljusstyrka och samtidigt kastar av sig den nya atmosfären. Det räcker med någon tiotusendels solmassa för att få ett novautbrott, och troligen händer det många gånger för varje stjärna även om det dröjer tusentals år mellan gångerna. Det finns nämligen mycket liknande dubbelsystem med mindre och tätare utbrott, s.k ‘dvärgnovor’ eller ‘kataklysmiska variabler’.

En del novor kan tillfälligt bli bland himlens ljusare stjärnor, och jag grämer mig fortfarande att jag inte (som så många andra amatörastronomer) la märke till Nova Cygni när den flammade upp den 29 augusti 1975. På en bild från 30 augusti ser man en ljus stjärna norr om Deneb som förstås inte brukar vara där!

Nova Cygni avtog snabbt i ljusstyrka. Här syns den på med moderna mått häpnadsväckande stjärnfattiga (5 resp. 12 minuters exponeringstid!) telebilder.

För att visa teknikens utveckling kan man kontrastera med bilder av en ‘halvljus’ Nova Delphini hösten 2013. Först tre översiktsbilder som visar novan mellan stjärnbilderna Pilen och Delfinen.

När novan sedan blev svagare kunde jag ändå lätt följa den med teleobjektiv och litet teleskop. Den sista bilden har stjärnor som streck p.g.a. felinställd montering, men exponeringstiden är bara 30 sekunder.

Novor och dvärgnovor är som sagt dubbelstjärnor, och en speciell grupp av variabla stjärnor är s.k. förmörkelsevariabler, där stjärnorna växelvis förmörkar varandra sett från jorden. Dessa har här nedan en egen underavdelning.