Den måske væsentligst komplikation i dette billede af lette stjerners udvikling skyldes muligvis, at mange stjerner er medlemmer af binære systemer. Hvis du husker fra kapitel 12, så er binære stjernesystemer meget almindelige og er ret nyttige når Keplers love anvendes på kredsløbene af de to stjerner, for at bestemme deres masser. Mens begge medlemmer af et binært stjernesystem er i hovedserien, har de sædvanligvis ringe effekt på hinanden. Men i nogle tilfælde, hvis afstanden mellem stjernerne er lille, og en stjerne er mere massiv end den anden, kan deres udvikling blive forbundet med hinanden.
Masse flyder fra den udviklende stjerne til dens ledsager
Tænk et øjeblik på, hvad der ville ske, hvis du skulle rejse fra Jorden mod Månen i et runfartøj. Som du bevæger dig væk fra Jorden og tættere på Månen, svækkes Jordens tyngdetiltrækning, og Månens tyngdetiltrækning bliver stærkere. Du når til sidst til en mellemzone, hvor hverken Jorden eller Månen har den stærkeste tiltrækningskraft. Hvis du fortsætter ud over dette punkt, begynder Månens tyngdetiltrækning succesfuldt at manifestere sig, indtil du befinder dig helt i Månens tyngdetiltrækningskraft.
Præcis den samme situation eksisterer mellem to stjerner. Gas i nærheden af hver stjerne, hører tydeligt til den stjerne. Når en stjerne forlader hovedserien og svulmer op, kan dens ydre lag krydse den tyngdedelingslinje, der adskiller stjernen fra dens ledsager. Ethvert materiale der krydser denne linje, hører ikke længere til den første stjerne, men kan i stedet trækkes mod ledsageren. En stjerne når dette punkt, når den udfylder sin del af en imaginær ottekantet figur af rummet (se figur 15.13). Disse regioner omkring de to stjerner – deres tyngdedomæner – kaldes Rochelober. Når først en stjerne har udvidet sig til at udfylde sin Rochelobe, begynder materialet fra den, at lække gennem ”halsen” af den ottekantede figur og flade ind mod den anden stjerne. Denne udveksling af materiale mellem de to stjerner, kaldes masseoverførsel.
Husk fra kapitel 3 Roche-grænsen som beskriver, hvor tæt en lille genstand kan komme på en planet, før den bliver revet i stykker på grund af planetens tidevandskræfter. På samme måde, kan masseoverførsler mellem stjerner i et binært system, betragtes som ”tidevandskraftsstripning” fra en stjerne til en anden. De fysiske principper der virker i de to situationer er meget ens, og Édouard A. Roche er ansvarlig for de tidlige beregninger af begge.
Udviklingen af et binært system
Den bedste måde at forstå, hvordan masseoverførsler påvirker udviklingen af stjerner i et binært system, er at anvende det, der er kendt fra studierne af udviklingen af enkelt lette stjernesystemer. Figur 15.13a viser et binært system, bestående af to lette stjerner. I figuren er den mere massive stjerne af de to ”Stjerne 1”, og den mindre massive af de to er ”Stjerne 2”. Dette er et almindeligt binært system, og hver af disse stjerner er en almindelig hovedseriestjerne i det meste af systemets levetid. Når en stjerne begynder at udvikle sig, begynder tingene dog at blive interessante.
Mere massive hovedseriestjerner, udvikler sig hurtigere end mindre massive hovedseriestjerner. Derfor vil Stjerne 1 være den første, der opbruger hydrogenet i centrum, og begynder at udvikle sig ud over hovedserien (se figur 15.13b). Hvis de to stjerner befinder sig tæt nok på hinanden, vil Stjerne 1 til sidst vokse og udfylde dens Rochelobe, og materiale vil blive overført til Stjerne 2 (se figur 15.13c). Overførsel af masse mellem de to stjerner, kan resultere i en slags ”træk”, der får kredsløbene af de to stjerner til at skrumpe, og dermed bringe stjernerne tættere på hinanden og yderligere forøge massetabet. De to stjerner kan endda nå til det punkt, hvor de effektivt er to kerner, som deler den samme udvidede skal af materiale.
På trods af disse kompleksiteter, forbliver Stjerne 2, sandsynligvis en grundlæggende normal hovedseriestjerne, igennem hele denne proces, og fortsætter med at forbrænde hydrogen i kernen. Den forbliver dog imidlertid ikke den samme hovedseriestjerne, som den startede ud med at være. Massen af Stjerne 2 stiger på grund af akkumuleringen af masse fra sin ledsager. Som det sker, må strukturen af Stjerne 2 ændres, for at kunne rumme sin nye status som en tung stjerne. Stjerne 2’s placering i H-R diagrammet, vil i denne periode bevæge sig opad og mod venstre langs hovedserien, den vil blive større, varmere og kraftigere lysende.
Mens Stjerne 2 vinder fra interaktionen, taber Stjerne 1. Stjerne 1, får aldrig den fulde ære af at være en isoleret rød kæmpe eller en AKG-stjerne, fordi stjernen aldrig kan vokse sig større end dens Rochelobe. Tilstedeværelsen af Stjerne 2, forhindrer Stjerne 1 i vokse sig på størrelse med kæmperne som besætter toppen af H-R diagrammet. Men Stjerne 1 fortsætter med at udvikle sig, forbrænder helium i dens kerne og mister til sidst dens ydre lag og efterlader en hvid dværg. Figur 15.13d viser det binære system efter Stjerne 1 har afsluttet dens udvikling. Alt der er tilbage af Stjerne 1, er en hvid dværg, der kredser om dens opsvulmede hovedseriekammerat.
Et fyrværkeri opstår, når den anden stjerne udvikler sig
Figur 15.13e, samler udviklingen af det binære system op, som Stjerne 2 begynder at udvikle sig væk fra hovedserien. Ligesom Stjerne 1 før den, vokser Stjerne 2 til at udfylde dens Rochelobe; Som den gør det, begynder materiale fra Stjerne 2, at lække gennem ”halsen” der forbinder de to stjernernes Rochelober. Denne gang tilføres materialet dog ikke til en normal stjerne, men trækkes mod den lille hvide dværg, som Stjerne 1 har efterladt. Fordi den hvide dværg er så lille, rammer det indfaldne materiale for det mestes vedkommende, forbi stjernen. I stedet for at lande direkte på den hvide dværg, danner den nedfaldende masse en tilvækstsskive omkring den hvide dværg, der på mange måder ligner den tilvækstsskive, der bliver dannet omkring en protostjerne. Tilvækstsskiven fungerer på en måde, som en mellemstation for det materiale der er bestemt til, at finde vej ned på den hvide dværg, men det starter med for meget impulsmoment, til at ramme den hvide dværg direkte.
Vi har allerede set, at en hvid dværg har en masse, der kan sammenlignes med Solens, men en størrelse der kan sammenligenes med Jorden. En stor masse og en lille radius, betyder stærk tyngdekraft. I kapitel 6 så vi, hvordan tyngdeenergien fra materiale der falder mod en protostjerne under dannelse, blev omdannet til termisk energi, som materialet ramte tilvækstsskiven omkring protostjernen. Det samme princip gælder her. Et kilogram materiale, der falder fra rummet og ned på tilvækstsskiven, frigiver 100 gange mere energi, end et kilogram materiale der falder ned på overfladen af Solen fra det ydre Solsystem. Materialet der strømmer mod den hvide dværg i det binære system, falder ind i en utrolig dyb ”gravitationsbrønd” eller ”tyngdebrønd”. Alt denne energi er nødt til at have et sted at gå hen, og det sted, er termisk energi. Stedet, hvor materialestrømmen fra Stjerne 2 rammer tilvækstsskiven, kan blive opvarmet til millioner af kelvin, hvor den begynder at lyse i den ultraviolette og røntgen delen af det elektromagnetiske spektrum.
Til sidst, akkumuleres det indfaldende materiale på overfladen af den hvide dværg (se figur 15.14a), hvor det komprimeres af den hvide dværgs enorme tyngdekraft, til en tæthed der er tæt på den hvide dværgs egen densitet. Som mere og mere materiale bygges op på den hvide dværgs overflade, skumper den hvide dværg (ligesom kernen i en rød kæmpe skrumper, som den vokser sig mere og mere massiv). Densiteten stiger mere og mere, og samtidig øger frigørelsen af tyngdekraftsenergi temperaturen til højere og højere temperaturer. Husk på, at det indfaldende materiale kommer fra de ydre, ikke-forbrændte lag af Stjerne 2, så det består hovedsageligt af hydrogen. Hydrogen, der er det bedste atombrændstof der findes, komprimeres til større og større tætheder, og opvarmes til højere og højere temperaturer, på overfladen af den hvide dværg.
Det mentale billede du skal have på dette tidspunkt, er benzin der samler sig på gulvet i en tændstikfabrik. Når temperaturen i bunden af hydrogenskallen når op på cirka 10 millioner K, begynder hydrogen at blive forbrændt. Men dette er ikke som den indespærrede hydrogen-forbrænding, som den der finder sted i Solens centrum. Det er snarere en eksplosiv hydrogen-forbrænding, der foregår i en degenereret gas. Den frigjorte energi ved hydrogen-forbrændingen øger temperaturen, og den højere temperatur driver hydrogenforbrændrings-hastigheden i vejret. Denne løbske termonukleare reaktion, er meget som den løbske helium-forbrænding, der finder sted under heliumflashet, bortset fra, at der nu ikke er nogle overliggende lag af en stjerne, til at holde alting på plads. Resultatet er en enorm eksplosion – en nova (flertal: novaer) – der blæser en del af laget der dækker den hvide dværg, ud i rummet med hastigheder på tusindvis af kilometer per sekund (se figur 115.13f og 15.14b).
Omkring 50 novaer antages at forekomme i Mælkevejen hvert år, men på grund af støv og gas der skygger for udsigten fra Jorden, observeres der kun nogle få af dem, typisk to eller tre hvert år. Novaer bliver meget hurtigt stærkt lysende – typisk når de deres højeste lysstyrke i løbet af få timer – og kan i kort tid, være næsten en halv million gange stærkere lysende end Solen. Skønt lysstyrken af novaer falder kraftigt i ugerne efter udbruddet, kan de nogle gange ses i årevis. I løbet af denne tid, bliver gløden i den ekspanderende sky af materiale udstødt af eksplosionen, drevet af henfald af radioaktive isotoper der blev skabt i eksplosionen.
Eksplosionen i en nova, ødelægger ikke den underliggende hvide dværgstjerne. Faktisk kan meget af det materiale, der er blevet opbygget på den hvide dværg, forblive der efter eksplosionen. Novaer forlader det binære system, meget i samme konfiguration som den var i tidligere – konfigurationen vist i figur 15.14a, med materiale fra Stjerne to, der stadig falder ned på den hvide dværg. Denne cyklus kan gentage sig mange gange, med materialeopbygning på overfladen af den hvide dværg og efterfølgende antænding, igen og igen. I de fleste tilfælde, er udbrud adskilt af tusinder af år, så de fleste novaer er kun blevet set en gang i historisk tid. Nogle novaer, er imidlertid kendt for at være hyppigt tilbagevendende, med nye udbrud hvert årti eller deromkring.
En hvid dværg i et binært system, kan have en katastrofe i vente
Novaer kan være spektakulære begivenheder, men de blegner i sammenligning med en alternativ skæbne, der måske afventer den hvide dværg i et binært system. En mulighed er, at Stjerne 2, blot vil fortsætte sin udvikling, og danne en hvid dværg, hvilket efterlader et binært system bestående af to degenererede hvide dværge (se figur 15.13g). De to hvide dværge kan kredse om hinanden, stadig hurtigere og hurtigere og tættere og tættere. Til sidst forstyrre tidevandskræfterne den mindre af de to, og materiale falder ned på den større af dem, indtil de smelter sammen og skaber et objekt med større masse (se figur 15.15). En anden mulighed er, at der over millioner af år, overføres masse fra Stjerne 2 til den hvide dværg, og gennem utallige novaudbrud, øges massen af den hvide dværg langsomt. Som den gør det, skrumper den hvide dværg, og dens egen tyngdekrafts træk på dette allerede meget tætte objekt, bliver stærkere og stærkere.
kommer et punkt, når selv de tryk der leveres af degenererede elektroner, ikke længere er nok til at afbalancere tyngdekraften. Denne situation opstår, ved en masse på cirka 1,4 M, som kaldes for Chandrasekhar-grænsen, og er opkaldet efter Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995), der er den astrofysiker der afledte den. Det er umuligt for en stjerne at stige over 1,4 M
i masse, og forblive ved med at være en hvid dværg. Men astronomer tror, at hvide dværg der samler masse på denne måde, ikke opnår at krydse Chandrasekhar-grænsen (se figur 15.14c).
Når en hvid dværg i et binært system nærmer sig denne grænse, fører stigningen i tryk og densitet, til en stigning i kernens temperatur. Når kernetemperaturen når cirka 6 · 108 K, kan carbon-kerner kollidere med en tilstrækkelig kraft til, at de overvinder deres elektriske afstødning og de begynder at smelte sammen. Stjernen kan have en ”simrefase” med en voksende central konvektiv region, som forhindrer en løbsk termonuklear reaktion i et stykke tid. Mens den løbske termonukleare hydrogen-forbrændende reaktion i en nova, kun involverer en tynd skal af materiale på overfladen af den hvide dværg, betyder en løbsk carbon-forbrænding hele den hvide dværg. Efter cirka 1.000 år, når temperaturen når op på cirka 8 · 108 K, eksploderer stjernen, og hele den hvide dværg opbruges fuldstændig inden for cirka 1 sekund. Der bliver i det ene sekund, frigivet lige så meget energi, som Solen frigiver i løbet af hele dens 10 milliarder års liv i hovedserien.
Løbske fusionsreaktioner omdanner en stor del af stjernens masse til grundstoffer som jern og nikkel, og eksplosionen sender rester af den hvide dværg ud i rummet, med tophastigheder på over 20.000 km/s. Hvis denne massive hvide dværg, blev dannet ved sammensmeltning af to mindre hvide dværge, vil den blive ødelagt. Hvis den voksede ud fra akkumulering fra Stjerne 2, ødelægger eksplosionen helt Stjerne 1. Stjerne 2 vil kunne blive efterladt til at kunne fortsætte sin udvikling, men kun få af disse er blevet observeret (se figur 15.13h).
Eksplosiv carbon-forbrænding i en hvid dværg, er den førende teori, som bruges til at forklare de kolossale begivenheder, kaldet type Ia supernovaer (se figur 15.16, se også figur 15.14c og 15.15). Type Ia supernovaer, forekommer i en galakse på størrelse med Mælkevejen, omkring en gang hvert århundrede. I en kort periode, kan de lyse med en lysstyrke der er milliarder af gange stærkere end Solens, der måske endda overskinner galaksen selv. Type Ia supernovaer, har maksimale lysstyrker, der kan estimeres ud fra observation af lysstyrken over tid efter eksplosionen. Denne maksimale lysstyrke, kan sammenlignes med observeret lysstyrke for at estimere afstanden til supernovaen. Type Ia supernovaer er så stærkt lysende, at de kan ses på store afstande, så de er nyttige når der skal estimeres afstande til fjerne galakser.
Andre typer supernovaer, kan skelnes ud fra deres spektre og mønstrer af ændring i deres lysstyrke. Vi vil se nærmere på dette i kapitel 16.