Vändpunkter i en dubbelstjärnas liv

Dubbelstjärnor är bland de vanligaste objekten på himlen. En del lyser med jämnt ljus i åratal, andra förbränner snabbt sina förråd. Med hjälp av satelliter som kan se röntgenljus har astronomerna kunnat förklara våldsamma förlopp i stjärnparens liv.Sannolikheten för att två ensamma stjärnor någonsin ska mötas och bilda ett par är i de flesta fall försvinnande liten. Trots detta har hälften av alla stjärnor en eller flera partner. Det beror på att stjärnorna föddes tillsammans.Stjärnor bildas ur jättelika gasmoln. Det är gravitationskraften som för gasen samman i en allt tätare och hetare klump. Till slut antänds molnet i sitt centrum och en stjärna har fötts. Gasmolnen består i huvudsak av väte, och det är vätgasens atomkärnor, protonerna, som i stjärnans inre slås ihop till de tyngre heliumkärnorna. Samtidigt frigörs en väldig massa energi som får stjärnan att lysa. Det är samma process som man i framtiden hoppas kunna utnyttja i fusionskraftverk på jorden.Hettan balanserar tyngdkraftenDen frigjorda energin värmer upp stjärnan så att den heta gasen kan stå emot tyngdkraften som försöker dra ihop stjärnans massa och komprimera den.Stjärnorna lyser olika länge beroende på hur mycket väte som finns i deras inre. Efter en tid – hur lång beror på stjärnans massa – finns inget väte kvar i stjärnans centrum. Då upphör väteförbränningen där men fortsätter i ett skal strax utanför. Utan en fungerande energikälla börjar stjärnans kärna att dra ihop sig. I solens fall tar det 10 miljarder år efter solens födelse innan detta inträffar. Men för en stjärna som är tio gånger tyngre än solen tar det bara 10 miljoner år.Medan gasen komprimeras värms den upp. Denna uppvärmning leder till att de yttre delarna av stjärnan utvidgar sig och svalnar. Stjärnan förvandlas till en röd jätte, som är både ljusstarkare och rödare än vad den var tidigare.Till slut blir temperaturen i stjärnans inre så hög att heliumkärnorna börjar slå ihop sig tre och tre till kolkärnor. Exakt hur kolförbränningen börjar beror på hur tung stjärnan är. I lätta stjärnor, som solen, blir förbränningen av heliumkärnorna till en början explosiv. Temperaturen, och därmed förbränningshastigheten, ökar lavinartat från en låg nivå vid starten tills trycket blir så stort att stjärnans kärna börjar expandera. Sedan sjunker temperaturen så att reaktionerna kan fortsätta i en lugnare takt.Märkligt nog ser vi ingenting av de här utbrotten från utsidan. Hela energin går åt till att expandera stjärnans inre delar, som tidigare drog ihop sig.Resten av stjärnans liv blir förhållandevis lugnt. Efter ett tag kommer också förrådet av helium att ta slut i kärnan. Denna drar då ihop sig och bildar en vit dvärg, ett kompakt objekt av jordens storlek, men 300 000 gånger tyngre. Under tiden kommer ytlagren att långsamt frigöra sig från stjärnan och bilda ett sfäriskt eller ringformat gasskal runtom stjärnan, en s k planetarisk nebulosa.Neutronstjärnan föds ur askanI en tyngre stjärna, med ungefär 5 gånger solens massa, startar heliumförbränningen under mindre dramatiska omständigheter. Den kan följas av ytterligare kärnreaktioner, då kolatomerna slår ihop sig till neon och tyngre atomkärnor vilka i sin tur bildar ännu tyngre kärnor. Men kedjan tar slut i och med att järn har bildats. Protonerna och neutronerna är som hårdast bundna till varandra i järn, och därför går det inte att frigöra mer energi genom att slå samman järnkärnorna till nya atomkärnor.Nu inträffar den slutliga krisen i stjärnans liv. Stjärnan är bankrutt. Den kan inte få loss mer energi för att undvika att rasa samman under sin egen tyngd. På någon sekund kollapsar dess innersta delar tills de uppnår en täthet som är högre än i en atomkärna. Tätheten är då 100 biljoner gånger högre än i vatten.Samtidigt studsar stjärnans inre delar mot kärnan i mitten, och kollapsen vänds i en explosion som slungar ut stjärnans ytlager med hög hastighet. Från jorden ser vi då en stjärna som på några dagar kan flamma upp på himlen i en s k supernovaexplosion. Så småningom skingras gasen runt stjärnan. Kvar blir bara en liten men mycket tung materieklump. Beroende på hur stor stjärnan var från början kommer den antingen att bilda en neutronstjärna eller ett svart hål som är den mest extrema formen av kompakta objekt.En neutronstjärna är vanligen något tyngre än solen, men har en radie på bara en mil – 70 000 gånger mindre än solens. Ett svart hål är ännu mindre – om vi komprimerade solen till ett svart hål skulle dess radie bli bara 3 kilometer.Tyngre stjärnor lever kortareMen en stjärnas liv kan bli helt annorlunda om den lever i par med en annan stjärna. Om stjärnorna är olika tunga kan man fråga sig vilken av dem som kommer att dö först. Man skulle kunna tro att den lättare stjärnan med minst väte till sitt förfogande kommer att förbränna det först. Men å andra sidan har stjärnan mindre massa, alltså en svagare tyngdkraft som väteförbränningen måste balansera. Därmed kan den förbränna vätet i mycket lugnare takt.I en dubbelstjärna kommer alltså den tyngsta stjärnan att vara först med att förbruka sitt förråd av väte. Medan vätet tar slut börjar stjärnans ytlager att expandera. Om stjärnorna ligger långt ifrån varandra, längre än avståndet är från solen till Jupiter, kommer den fortsatta utvecklingen att bli precis likadan som om stjärnorna hade varit helt isolerade. I annat fall kommer grannens tyngdkraft att deformera stjärnans yta. När den har vuxit tillräckligt mycket tappar den greppet om sitt ytlager, som då börjar strömma över till grannstjärnan. Massflödet kan till och med bli så stort att båda stjärnorna innesluts i ett gemensamt hölje.För den från början tyngre stjärnan spelar massförlusten inte längre någon roll. Stjärnan har redan kommit så långt i sin utveckling att dess vidare öden endast beror på hur mycket materia som finns kvar i dess kärna.Om stjärnan var tillräckligt tung från början kommer den snart att explodera som en supernova. Ytlagret slungas ut och kvar blir ett kompakt objekt, en neutronstjärna eller ett svart hål.Man skulle kunna tro att dubbelstjärnan kommer att separera till två enkla stjärnor i explosionen, eftersom den exploderande stjärnan förlorar det mesta av sin massa och därmed minskar sin dragningskraft. Men om tillräckligt mycket gas har överförts till den lättare stjärnan före explosionen, kommer stjärnorna att hålla ihop även i fortsättningen.Dubbelstjärnan lyser i röntgenDen lättare stjärnan anpassar sig till sin nya massa och blir så het och ljusstark som man förväntar sig att en stjärna med denna massa ska vara. Men vinsten i massa leder till att stjärnans återstående livstid förkortas. Förbränningstakten ökar och efter ett tag börjar vätet i mitten att ta slut, och de yttre delarna börjar att utvidgas.När ytlagren har expanderat tillräckligt långt ut kan stjärnan tappa greppet om dem. Masströmmen vänds nu om: gasen strömmar tillbaka till den första stjärnan. Men den här gången är situationen mycket annorlunda. Det kompakta objektet är så litet att gasströmmen sluter sig kring det och bildar en skiva runt om.Gasen kommer dock inte att stanna kvar i skivan för gott. Strömningen inuti skivan blir mycket turbulent, vilket gradvis bromsar in gasen. Långsamt tar sig gasen inåt genom skivan för att slutligen falla ner på det kompakta objektet.Samtidigt värmer turbulensen upp skivan. Uppvärmningen är så effektiv att de innersta delarna av skivan uppnår temperaturer på åtskilliga miljoner grader och börjar sända ut röntgenstrålning. Även när gasen med hög hastighet slår ner mot en neutronstjärnas yta uppstår röntgenstrålning. På grund av den myckna röntgenstrålningen som de här systemen sänder ut kallar vi dem röntgendubbelstjärnor.Stjärnan roterar snabbtRöntgendubbelstjärnorna kan sinsemellan vara mycket olika. I lätta röntgendubbelstjärnor är den lättaste stjärnan ungefär lika tung som solen, medan den i tunga röntgendubbelstjärnor väger mer än tio gånger mer.Det spelar däremot inte så stor roll huruvida det kompakta objektet som har bildats är en neutronstjärna eller ett svart hål. Fast det uppträder några intressanta komplikationer om det är en neutronstjärna. I de tunga röntgendubbelstjärnorna är nämligen mekanismen som leder till att det överförs massa till neutronstjärnan inte den som jag beskrev ovan.Redan innan stjärnan har blivit så stor att ytlagren strömmar över till det kompakta objektet börjar stjärnan sända ut en kraftig vind. Genom sin gravitation kan neutronstjärnan fånga in en bråkdel av vinden. Den infångade vinden följer neutronstjärnans starka magnetfält ner mot dess magnetiska poler. Resultatet blir att det på neutronstjärnans yta uppstår två fläckar som sänder ut röntgenstrålning.Om magnetfältets axel inte sammanfaller med neutronstjärnans rotationsaxel kan man se hur röntgenstrålningen växer i intensitet när en magnetisk pol dyker upp på framsidan och hur den minskar då polen roterar över på baksidan. Ett röntgenteleskop i omloppsbana kring jorden kommer att registrera regelbundna röntgenpulser, och därför kallas dessa objekt för röntgenpulsarer. Genom att bestämma tiden mellan röntgenpulserna kan man beräkna hur snabbt neutronstjärnan roterar. Man har hittat röntgenpulsarer med dygn som är mellan 0,7 och 800 sekunder.I de lätta röntgendubbelstjärnorna är avståndet mellan neutronstjärnan och den vanliga stjärnan så litet att den vanliga stjärnan blir kraftigt deformerad – dess ytlager drivs till att strömma över mot neutronstjärnan. Gasflödet ökar och neutronstjärnan kan fånga in en allt större del av den gas som stjärnan har förlorat. Därigenom blir den en betydligt starkare röntgenkälla. Å andra sidan syns de här lätta dubbelstjärnorna dåligt i vanligt ljus, eftersom den vanliga stjärnan är mycket ljussvagare än sin motsvarighet i de tunga röntgendubbelstjärnorna.Kraftiga utbrott i stället för pulserDäremot, i och med att dessa objekt sänder ut stark röntgenstrålning, skulle man kunna tro att det skulle vara lätt att ta emot periodiska röntgenpulser från dem. Men det har visat sig att bara ett litet fåtal av de lätta röntgendubbelstjärnorna är röntgenpulsarer. De flesta neutronstjärnorna i lätta röntgendubbelstjärnor har ha alltför svaga magnetfält för att kunna bli röntgenpulsarer.Vi vet inte med säkerhet varför en neutronstjärna har ett svagare magnetfält om dess följeslagare är en lätt stjärna. Till att börja med trodde man att det berodde på att neutronstjärnorna är mycket äldre i de lätta röntgendubbelstjärnorna. I dag känner vi dock till ett antal gamla, isolerade neutronstjärnor med starka magnetfält. Numera misstänker vi att gasen som faller ner mot neutronstjärnan med tiden har begravt dess magnetfält i neutronstjärnans ytskikt, så att bara en liten rest av det kan läcka ut och påverka neutronstjärnans omgivningar.I stället för regelbundna röntgenpulser har man i flera lätta röntgendubbelstjärnor sett plötsliga utbrott av röntgenstrålning. Utbrotten upprepas många gånger under en dag. Det visade sig att utbrotten är av samma sort som i vätebombssprängningar. En kraftig fusionsreaktion, liknande dem som annars sker i stjärnornas inre, startas i det yttre gaslagret när tillräckligt mycket gas har samlats på neutronstjärnan. All gas förbränns på något tiotal sekunder upp till några minuter.Utbrotten följer med rotationenFör att ta emot röntgenstrålning måste instrumenten lyftas förbi jordens luftlager som annars absorberar röntgenvågorna. Satelliter utrustade med röntgenteleskop har funnits sedan början av 1970-talet. I mitten av 1990-talet sköt man upp en ny satellit, Rossi X-ray Timing Explorer. Dess stora fördel jämfört med tidigare satelliter är att den är byggd för att studera snabba förlopp – teleskopet kan urskilja förändringar som sker på mindre än en tusendels sekund.Mycket snabba processer, bl a i lätta röntgendubbelstjärnor, har på så sätt kunnat upptäcktas. Under några röntgenutbrott såg Rossi hur röntgenstrålningen periodiskt ökade och minskade flera hundra gånger per sekund. Förklaringen torde vara att utbrottet börjar i en punkt på neutronstjärnans yta och sedan sprider sig utåt. I början av utbrottet kommer röntgenstrålningen därför från en punkt som följer med i neutronstjärnans rotation.De neutronstjärnor, som man har observerat den här effekten hos, roterar med mellan 300 och 600 varv i sekunden. Förmodligen har gasen som fallit ner på neutronstjärnorna med tiden drivit upp deras rotationshastighet.Rossi upptäckte också vad som tycks vara en lätt röntgendubbelstjärna som är en röntgenpulsar trots att den har ett svagt magnetfält. Denna neutronstjärna roterar med 401 varv per sekund. Det är dock fortfarande något oklart hur starkt neutronstjärnans magnetfält är, eller om det ens är en neutronstjärna.Stjärnan dunstar bortFörutom en neutronstjärna finns det fortfarande en vanlig stjärna kvar i våra röntgendubbelstjärnor. Förr eller senare måste dess bränsle ta slut. Vad kommer då att hända?Om stjärnan är tillräckligt tung kommer den att explodera som en supernova och lämna efter sig en neutronstjärna eller ett svart hål. Amerikanerna Russell A Hulse och Joseph H Taylor Jr upptäckte 1974 en dubbelstjärna, PSR 1913+16, som består av två neutronstjärnor. Den ena gick att observera som en radiopulsar, en neutronstjärna som sänder ut regelbundna radiopulser.År 1993 belönades Hulse och Taylor med Nobelpriset i fysik för sin upptäckt. Deras system har gjort det möjligt att studera vad som händer i starka gravitationsfält. Det har visat sig att stjärnorna långsamt närmar sig varandra. De förlorar nämligen energi genom att sända ut gravitationsstrålning. Till slut kommer de båda neutronstjärnorna att kollidera, vilket kan leda till ett utbrott av mycket energirik gammastrålning. Mycket tyder på att sådana utbrott, som gäckar den astronomiska forskarvärlden sedan flera år tillbaka, orsakas just av krockar mellan två neutronstjärnor eller två svarta hål.Om stjärnan är för lätt för att explodera som en supernova borde den i stället till slut bilda en vit dvärg. Men sedan slutet av 1980-talet har man insett att det också kan finnas en annan möjlighet. Neutronstjärnan alstrar stora mängder strålning, och en del av denna strålning kan fångas in av dess kompanjonstjärna, som då värms upp. Det är möjligt att denna uppvärmning är tillräckligt kraftig för att stjärnan ska avdunsta fullständigt. Kvar blir en ensam neutronstjärna. Den kan utvecklas till en radiopulsar som roterar mycket snabbt – med flera hundra varv per sekund. Vanliga radiopulsarer har rotationsperioder som är minst 10 gånger längre, så på det sättet skulle man kunna känna igen en pulsar vars partner har dunstat bort. Ulf Torkelsson är universitetslektor i astrofysik vid Göteborgs universitet och forskar om ackretionsskivors fysik. Hans forskning stöds av Vetenskapsrådet, och av Nationellt superdatorcentrum i Linköping som låter honom använda deras superdatorer.