Publisert i Trondheim Astronomiske Forenings medlemsblad Corona nr. 4/99.

Del I i denne artikkelserien finner du i Corona nr. 2/99. Den behandlet generelle ting rundt variable stjerner og navnsetting av slike. I tillegg ble formørkelsesvariable stjerner omtalt. Del II tar for seg pulserende stjerner som Cepheider, RR Lyrae stjerner og langperiodiske stjerner. Cepheider og RR Lyrae stjerner brukes til å bestemme avstander i verdensrommet. De er blant de største gruppene av variable stjerner.

Pulserende stjerner varierer i lysstyrke på grunn av reelle endringer i stjernens fysiske egenskaper som f.eks. radius og temperatur. Årsaken til disse variasjonene er ulike former for ustabilitet i stjernens indre eller i dens ytre atmosfære.

Klassiske Cepheider.
Klassiske Cepheider er hvite og gule kjemper og superkjemper med perioder på ca. 1 til 50 døgn. Typiske perioder er 5 - 8 døgn. Lysvariasjonene er helt identiske for hver syklus. Lysstyrken varierer vanligvis mindre enn 1 mag., hvilket betyr at lysstyrken for de fleste Cepheidene øker med en faktor mindre enn 2.5 fra minimum til maksimum. Samtidig øker overflatetemperaturen med ca. 1500° C. Noen få varierer med så mye som 1.5 mag. Det finnes kun et par tilfeller hvor perioden har endret seg såpass som et par sekunder i løpet av 50 år. Slike endringer skjer merkelig nok helt plutselig, og altså ikke gradvis.

Det hersker enighet om at hovedmekanismen for variasjonen i lysstyrken er vekselvis utvidelse og sammentrekning av stjernens ytre deler. Stjernen pulserer. Endringen i stjernens diameter og overflatetemperatur (farge) fører til variasjon i lysstyrken.

En stjerne kan starte å pulsere dersom det oppstår en tilfeldig ubalanse mellom gravitasjonskreftene og strålingstrykket. Svingningene dempes imidlertid raskt på grunn av friksjon mellom gass som beveger seg relativt til annen gass dersom det ikke finnes en mekanisme inne i stjernen for å produsere eller lagre energi som motsvarer friksjonstapet når stjernen pulserer. For Cepheidene skjer dette ved at energi stenges inne i visse soner i stjerneatmosfæren som blir lite gjennomtrengelige for stråling når stjernen har sin minste størrelse (største tetthet og temperatur). Spesielt gjelder dette en sone rett nedenfor den synlige overflaten av stjernen hvor helium ioniseres (mister elektroner).

I et forsøk på å forklare dette på en forståelig måte skal vi sammenligne det som skjer med en situasjon der en presenning med mange hull i er spent fast med kraftige strikker foran en stabil vifte. Luftstrømmen fra vifta tilsvarer da strålingen fra det indre av stjernen. Strålingen virker som en kraft som prøver å "blåse" stjernens atmosfære utover akkurat som luftstrømmen fra vifta virker på presenningen med en kraft. Jo større hullene i presenningen er, desto mindre blir kraften på den fra vifta. Strikken strekkes akkurat så langt at den holder presenningen på plass. Strikken tilsvarer stjernens gravitasjonskraft i dette tankeeksperimentet.

Hva skjer så dersom stjernens atmosfære blir mindre gjennomtrengelig for stråling slik at strålingstrykket øker? Dette tilsvarer at hullene i presenningen blir mindre. Kraften på presenningen blir da større, og strikken strekkes mer for å holde presenningen på plass. Problemet er bare det at stjernen ikke kan "strekke strikken" mer fordi dens "stikk"; gravitasjonskraften, ikke kan øke siden stjernens masse jo er den samme. Derfor blir resultatet at stjernens ytre deler "blåses" utover. Dens radius øker. Tettheten avtar da slik at strålingen igjen slipper lettere ut. Samtidig blir stjernen kjøligere slik at den igjen blir gjennomsiktig for strålingen. Dette tilsvarer at hullene i presenningen blir større igjen. Strålingstrykket som virker på stjerneatmosfæren avtar, og den konstante gravitasjonskraften får igjen overtaket. Stjernens ekspansjon snus nå gradvis til sammentrekning. Denne fortsetter inntil temperaturen inne i stjernen blir høy nok til at ionisert helium på nytt gjør gassen så lite gjennomsiktig for stråling at strålingstrykket får overtaket på gravitasjonskraften. Slik gjentas det hele om og om igjen.

I praksis stiller stjernen seg inn slik at det blir likevekt mellom opphopningen av energi når dens atmosfære er lite gjennomtrengelig for stråling og tapet fra friksjonen når stjernens atmosfære beveger seg. Det viser seg at dette gir en helt regelmessig lysvariasjon. Likevekten er imidlertid forskjellig for ulike stjernestørrelser, og den endrer seg litt etter hvert som stjernen eldes. Til slutt stopper svingningene opp. Stjernen kan senere starte å pulsere igjen, men nå på en litt annen måte fordi den i mellomtiden har endret seg noe kjemisk.

RR Lyrae stjerner kalles ofte litt misvisende for dverg-Cepheider. Det kan lett få oss til å tro at de to typene er nær beslektet. Det er de ikke. Mens de klassiske Cepheidene stort sett finnes i Melkeveien og er stjerner av nyere dato, så er nemlig RR Lyrae stjernene eldgamle stjerner fra universets tidligste tider. Dette har man funnet ut fra spektralanalyse som viser at de har ekstremt lite tunge grunnstoffer. De er såkalt metall-fattige. Dette tolkes som at de er dannet før universets støv ble tilført merkbare mengder med tyngre grunnstoffer fra eksploderende novaer og supernovaer. RR Lyrae stjernene finnes ofte langt utenfor galakseplanet i kulehopene som inneholder de aller eldste stjernene i galaksen. De kalles derfor også hop-variable (cluster variables på engelsk). Mangelen på metall er årsaken til at lyskurven og perioden er såpass forskjellig fra klassiske Cepheider.

W Virginis stjerner.
W Virginis stjernene er, i likhet med RR Lyrae stjernene, også eldgamle stjerner langt utenfor galakseplanet. De har imidlertid vesentlig lengre perioder enn RR Lyrae stjernene. De er også metallsvake, men ikke så metallsvake som RR Lyrae stjernene. De kan betraktes som en mellomting mellom de klassiske Cepheidene og RR Lyrae stjernene. W Virginis omtrent dobler sin radius ved pulseringen.

Det betyr at vi ut fra stjernens klassifisering (klassisk Cepheide, W Virginis eller RR Lyrae stjerne) og dens periode vet hvor mye lys den faktisk sender ut. To slike stjerner av samme type og med samme periode vil altså sende ut like mye lys. Dersom en av disse er halvparten så langt unna som den andre, så vil den se 4 ganger så sterk ut fra jorda siden lysstyrken avtar med kvadratet av avstanden. Vi har altså en metode som forteller oss hvor mye lengre unna en Cepheide, W Virginis eller RR Lyrae stjerne er enn en annen. Det som gjenstår for å kunne bestemme absolutte avstander i universet er å kalibrere metoden ved å måle eksakt avstand til minst en slik stjerne av hver type.

Problemet har helt til nylig vært at selv de nærmeste Cepheidene, W Virginis og RR Lyrae stjernene har vært for langt unna til at direkte målinger av avstanden til dem har vært mulig. Prinsippet for slike avstandsmålinger ved såkalt parallaksemåling er vist på figuren til venstre. Her måles forskjellen i retningen til en nær stjerne med et halvt års mellomrom når jorda har flyttet seg ca. 300 millioner km til den andre siden av sola. Stjernene er mye lenger borte enn figuren antyder. Derfor er vinkelen a svært liten i praksis. En stjerne som er 3.259 lysår unna vil ha en parallakse (= a /2) på 1 buesekund ("). Denne avstanden kalles 1 Parsec (Parallax Second). Det er først i det siste at det er blitt mulig å bestemme avstanden til de nærmeste Cepheidene på denne måten med de mest moderne instrumentene om bord på satellitter. Men når dette først er gjort, har det endelig blitt mulig å beregne mer nøyaktige avstander til fjerne Cepheider, W Virginis og RR Lyrae stjerner fra P-L diagrammet. Dette har gjort oss bedre i stand til å gjøre nøyaktige beregninger av avstanden til mange galakser hvor Cepheider, W Virginis og RR Lyrae stjerner er observert.

Nå er riktignok avstandsberegninger ikke helt så enkelt som dette tyder på. Et problem er at rommet mellom stjernene ikke er tomt. I stedet finnes det ganske mye støv både mellom stjernene i vår galakse og mellom galaksene. Dette vil svekke lyset fra stjernene, og dessverre ikke like mye i alle retninger fordi støvet er svært ujevnt fordelt. Problemet blir som å sammenligne to helt like lyskastere f.eks. på Byåsen og på Risvollan fra Tyholttårnet. Dersom tåka er tykkere f.eks. i retning Byåsen, så beregner vi feil avstand. I tillegg viser selv Cepheider, W Virginis og RR Lyrae stjerner noen lokale variasjoner som vist ved spredningen i P-L diagrammet ovenfor. Årsaken er trolig små forskjeller i den kjemiske sammensetningen til ellers like stjerner.

Langperiodiske, semiregulære variable stjerner.

De langperiodiske variable stjernene (Mira-stjernene) utgjør en av de mest tallrike gruppene av variable stjerner. De er røde superkjemper med følgende karakteristiske trekk :

Miras lysvariasjon over en perioden på ca 4 år er vist på figuren til venstre. Den viser tydelig at det er variasjoner fra en syklus til den neste. Maksimum er i gjennomsnitt ca. 3.5 mag, men verdier mellom 2.5 og 4.8 er alle vanlige. I 1779 nådde Mira nesten 1. mag. Den var altså på sitt sterkeste nesten like klar som Aldebaran i Tyren. Mira hadde sitt siste maksimum i november 1999 da den nådde minst 3.2 mag.

De langperiodiske stjernene er i slutten av sitt liv. De begynner å gå tom for hydrogen som brennstoff i kjernens indre, og de er i ferd med å gå over til neste mulighet som er å brenne helium ved enda høyere temperatur og trykk. Man tror det er prosessen med å sette igang heliumforbrenningen som er årsaken til pulseringene. Trolig forplanter en sjokkbølge seg utover i stjernens atmosfære etter å ha blitt generert langt der nede i dypet av stjernen.

En tredje kjent Mira-stjerne er U Orionis (se omtale i Corona nr. 2/99). Tilfeldighetene gjorde at Mira, U Orionis og c Cygni alle hadde maksimum i november/desember 1999.