Institutionen för fysik och astronomi

Forskning: Superskarpa bilder visar gigantiska bubblor på kall jättestjärnas yta

2017-12-20

Ett internationellt forskarteam har tagit superskarpa bilder av ytan på en närbelägen jättestjärna med VLT teleskopet i Chile. Bilderna visar hur gigantiska bubblor, tvåhundra gånger så stora som vår egen sol, transporterar energi från jättestjärnans inre, upp till ytan. Bilderna kan användas för att förstå hur jättestjärnors massiva vindar så småningom leder till stjärnans död.

Stjärnmodell. För att studera de processer som styr slutstadierna i sollika stjärnors liv utvecklas komplexa datormodeller vid Uppsala universitet. Foto/bild: Freytag/A&A

Fram tills helt nyligen var solen den enda stjärnan vars yta gick att studera i detalj. Alla andra stjärnor ligger så långt borta att de bara ser ut som små punkter, även med världens största teleskop. Genom att koppla ihop flera av teleskopen som finns vid VLT-anläggningen i Chile, har ett forskarteam kunnat ta bilder av en närbelägen jättestjärna med så pass bra upplösning att strukturer på ytan kan urskiljas.

Tittar man på solens yta ser man att massor med små bubblor täcker hela ytan. Precis som när man kokar spaghetti och hettan från spisplattan får vattnet att bubbla, transporterar stjärnor energi från de inre lagren upp till ytan med stora gasbubblor. När solen eller andra stjärnor i samma storlek blir gamla, sväller de upp och blir jättestjärnor som är lika stora som jordens bana i solsystemet. Gasen blir utsmetad och lagren längst ut är mycket tunnare än vad de är på vår sol nu. Energin som bildas längst in i stjärnan transporteras fortfarande på samma sätt, med bubblor, men då gasen är mycket tunnare blir bubblorna mycket större. Bubblorna på bilderna av π1 Gruis är lika stora som tvåhundra solar. Bara en handfull bubblor täcker hela stjärnan och varje bubbla är ungefär 120 miljoner kilometer tvärs över, jämfört med solen som täcks av ett par miljoner bubblor vid varje given tidpunkt.

För att studera de processer som styr slutstadierna i sollika stjärnors liv utvecklas komplexa datormodeller vid Uppsala universitet. Med modellerna beräknas både hur en jättestjärna transporterar energi och hur stjärnornas massiva vindar uppstår. Stjärnmodellerna kan nu jämföras med de nya bilderna för att se om de ger liknande resultat.

– Under århundraden har solen varit den enda stjärnan där vi har kunnat studera dynamiska processer direkt på ytan. Därför har solen fram tills nu varit vår enda referenspunkt när vi utvecklar numeriska modeller av sollika stjärnors atmosfärer. Med våra nya observationer får vi en ny referenspunkt för en annan typ av stjärna, en röd jättestjärna, och kan därmed få mycket bättre insikt i hur flera olika stjärntyper fungerar, säger Bernd Freytag, forskare vid institutionen för fysik och astronomi, Uppsala universitet, som leder utvecklingen av de modeller som nu jämförs med de nya bilderna i Natureartikeln.

– Det sker verkligt spännande framsteg inom stjärnforskningen just nu. Teknikutveckling har möjliggjort fantastiska astronomiska bilder samtidigt som realistiska 3D-modeller av stjärnorna utvecklas. Genom att jämföra observationer och teori kan vi göra nya upptäckter och stora framsteg, säger Sofia Ramstedt, docent vid institutionen för fysik och astronomi, Uppsala universitet, som också deltagit i studien.

C. Paladini et al., (2017) Large granulation cells on the surface of the giant star π1 Gruis, Nature, DOI: 10.1038/nature25001

Bakgrund

Namnet π1 Gruis kommer av stjärnans Bayer-beteckning (https://sv.wikipedia.org/wiki/Bayer-beteckning). Under tidigt 1600-tal klassificerade den tyske amatörastronomen Johann Bayer stjärnor efter deras apparenta ljusstyrka. Stjärnorna tilldelades en gemen grekisk bokstav följt av det latinska namnet på den stjärnbild stjärnan ligger i; den ljusstarkaste heter alfa (α), nästa heter beta (β), etc. Den ljusstarkaste stjärnan i stjärnbilden Tranan (Grus på latin) heter alltså alfa Gruis.

Om man tittar mot π1 Gruis med kikare, ser man två stjärnor som lyser i något olika färg. Den andra stjärnan heter π2 Gruis. På 1930-talet insåg Thomas Brisbane (https://sv.wikipedia.org/wiki/Thomas_Brisbane) att π1 Gruis själv består av två närbelägna stjärnor i ett dubbelstjärnesystem. Annie Jump Cannon (https://sv.wikipedia.org/wiki/Annie_Jump_Cannon), som till stor del låg bakom Harvardsystemet för spektralklassifikation av stjärnor (https://sv.wikipedia.org/wiki/Spektraltyp), var först med att mäta och rapportera π1 Gruis ovanliga spektrum år 1895.

π1 Gruis är klassifierad som spektralklass S och är en av de ljusstarkaste stjärnorna i den klassen. Spektralklass S definierades av den amerikanske astronomen Paul W. Merrill och deras spektrum tyder på att det finns lika stora mängder kol som syre i stjärnornas atmosfärer. π1 Gruis, R Andromedae (https://sv.wikipedia.org/wiki/R_Andromedae) och R Cygni (https://sv.wikipedia.org/wiki/R_Cygni) är prototyper av klass S. Numera vet vi att deras spektra ser ovanliga ut därför att stjärnorna bildar tyngre grundämnen (tyngre än järn) med hjälp av s-processen (https://sv.wikipedia.org/wiki/S-processen).

Forskarteamet bakom den nya artikeln i Nature består av C. Paladini (Institut d’Astronomie et d’Astrophysique, Université libre de Bruxelles, Brussels, Belgium; ESO, Santiago, Chile), F. Baron (Georgia State University, Atlanta, Georgia, USA), A. Jorissen (Institut d’Astronomie et d’Astrophysique, Université libre de Bruxelles, Brussels, Belgium), J.-B. Le Bouquin (Université Grenoble Alpes, CNRS, IPAG, Grenoble, France), B. Freytag (Uppsala University, Uppsala, Sweden), S. Van Eck (Institut d’Astronomie et d’Astrophysique, Université libre de Bruxelles, Brussels, Belgium), M. Wittkowski (ESO, Garching, Germany), J. Hron (University of Vienna, Vienna, Austria), A. Chiavassa (Laboratoire Lagrange, Université de Nice Sophia-Antipolis, CNRS, Observatoire de la Côte d’Azur, Nice, France), J.-P. Berger (Georgia State University, Atlanta, Georgia, USA; Université Grenoble Alpes, CNRS, IPAG, Grenoble, France), C. Siopis (Institut d’Astronomie et d’Astrophysique, Université libre de Bruxelles, Brussels, Belgium), A. Mayer (ESO, Garching, Germany), G. Sadowski (Institut d’Astronomie et d’Astrophysique, Université libre de Bruxelles, Brussels, Belgium), K. Kravchenko (Institut d’Astronomie et d’Astrophysique, Université libre de Bruxelles, Brussels, Belgium), S. Shetye (Institut d’Astronomie et d’Astrophysique, Université libre de Bruxelles, Brussels, Belgium; Université Grenoble Alpes, CNRS, IPAG, Grenoble, France), F. Kerschbaum (ESO, Garching, Germany), J. Kluska (University of Exeter, Exeter, UK) och S. Ramstedt (Uppsala University, Uppsala, Sweden).

Information om ESO på svenska

Linda Koffmar