Dynamics and Atomic Processes in the Symbiotic Star AG Peg as Derived from Its Emission Line Spectrum

Sammanfattning: Popular Abstract in Swedish Något som kan låta motsägelsefullt är att en stjärna fungerar som en svartkropp. Med svartkropp menas ett objekt, vilkens energiförlust i form av elektromagnetisk strålning bestäms av föremålets temperatur och storlek. Våglängderna på strålningen som lämnar ett objekt bestäms däremot endast av temperaturen. En snöboll med temperaturen -10 C strålar 271 W m$^{-2}$ medan en människa med temperaturen 37 C strålar 524 W m$^{-2}$, båda mestadels i infrarött. Stjärnor, som normalt har temperaturer på tusentals grader, strålar miljontals, ibland även miljardtals W m$^{-2}$ i synligt ljus, vilket gör att vi kan se dom med blotta ögat. Genom att undersöka en stjärnas svartkropps-strålning kan man således lista ut temperatur och storlek på stjärnan. Förutom det intressanta i sig självt så påverkar stjärnornas strålning gas i sin omgivning, vilket resulterar i två olika typer av spektrum. När strålning lämnar stjärnan måste den först passera stjärnans atmosfär. Atomerna i atmosfären aborberar ljuset vid vissa vågländer, så när astronomer på jorden tar upp spektrum av stjärnans ljus finns där en mängd svarta linjer. Detta kallas för absorptions-spektrum och från dessa linjer kan mycket information erhållas, som tex ämneshalter i stjärnan. Stora gas-moln i rymden, så kallade nebulosor, kan bli bestrålade av näraliggande stjärnor. Då kan strålningen bli omvandlad till ett så kallat emissions-spektra. Ett emissions-spektra består av ljusa linjer på en svag bakgrund. Linjerna kommer från atomer och joner i det bestrålade molnet. Då en stjärna, av cirka solens massa, håller på att få slut på sitt väte i kärnan kompenseras den den minkade bränslemängden av att kärnan blir mindre och hetare vilket gör att stjärnans radie drastiskt ökar. Samtidigt kyls den av vilket gör att den blir röd. Stjärnor i denna fasen, i vilken solen kommer att vara om ca: 4 miljarder år, kallas för röda jättar. Därifrån återstår bara några procent av tiden i stjärnans liv (då energiomvandling sker i kärnan). Efter ytterligare några händelserika hundra miljoner år, då stjärnan erfarit skal-förbränning, kortvarig stabil heliumförbränning, enorm gasförlust i form av pulser och mäktig stjärnvind återstår endast den blottade kärnan. Denna stjärnrest är så het att den mesta strålningen har våglängder av några tiotals nm och skillnaden i strålning för de olika färgena (vilket bara är en liten del av den egentliga strålningen) blir liten. Eftersom en demokratisk blandning av alla färger uppfattas som vit kallas dessa objekt för vita dvärgar. även om vita dvärgar är små, ungefär som jorden, kan dom ha massa jämförbar med solens. Detta gör dom till extremt kompakta objekt. Som exempel kan nämnas att en vit dvärg av jordens storlek och solens massa har en gravitation på 330000g och ett objekt som faller 1 m från ytan slår i backen med en fart på ca: 9000 km/h. Symbiotiska stjärnor är sällsynta system bestående av en vit dvärg och en röd jätte-stjärna på ett avstånd av allt mellan några få till upp till tiotals astronomiska enheter (en astronomisk enhet är detsamma som avståndet mellan solen och jorden). även om den röda jättestjärnan är tusentals gånger så stor som den vita dvärgen har dom ungefär samma gravitationella verkan på varandra och roterar kring varandra med en omloppstid på ett till ett tiotal år. Symbiotiska stjärnor har uppvisat en mängd intressanta fenomen som tex två jetstrålar av materia som snabbt lämnar systemet med inbördes vinkel på 180 grader, diskar runt den vita dvärgen av materia som dragits av den röda jätten och mycket svårförklarliga snabba stjärnvindar av materia som lämnar den vita dvärgen för att nämna några få. En intressant företeelse som kan inträffa då en vit dvärg befinner sig nära en annan stjärna är ett så kallat nova-utbrott. Ett nova-utbrott inträffar då en vit dvärg dragit så mycket materia till sig från den närbelägna stjärnan att trycket mellan ytan och den ansamlade materien utlöser end kärn-reaktion och den ansamlade materien slungas iväg ut i rymden i en hastighet av upp till tusentals km per sekund. Från jorden ses sådan utbrott som en drastisk ökning av ljus-intensiteten av objektet under några dagar innan intensiteten åter sjunker tillbaka. De typer av objekt som oftast är upphov till nova-utbrott är de kataklysmiska variablerna. Dessa består av en vit dvärg och en vanlig stjärna (dvs en med mycket väte kvar, som solen) som befinner sig på mycket små avstånd från varandra jämfört med den röda jätte-stjärnan och den vita dvärgen i symbiotiska stjärnor. även då avståndet mellan stjärnan och den vita dvärgen är större i symbiotiska stjärnor än i kataklysmiska variabler så gör den enorma storleken hos röda jätten att den vita dvärgen kan ansamla materia även i symbiotiska stjärnor. En handfull exempel av symbiotiska stjärnor har också erfarit nova-utbrott som har observerats från jorden. Dessa utbrott har dock varit mycket annorlunda än alla andra nova-utbrott som observerats och har därför fått ett eget namn symbiotiska novor. Efter ökningen av ljus-styrkan så bibehåller den symbiotiska novan sin starkare intensitet i bortåt 100 år. Endast en av de observerade symbiotiska novorna, AG Peg, som hade sitt utbrott i mitten av 1800 talet har börjat tappa ljus-styrka ordentligt igen, vilket började på 1970 talet. Eftersom röda jättestjärnor strålar mest i infrarött och vita dvärgar mest i våglängder under 100 nm så är ljusnivån från stjärnorna mycket liten, mellan 100 och 500 nm. Trots det så är de ultravioletta och optiska spektrumen från symbiotiska stjärnor mycket intressant då dessa våglängdsområden innehåller många emissions-linjer. Dessa linjer kan inte komma från någon av stjärnorna utan måste komma från ansamlingar av gas i systemet. Med hjälp av både emissions-linjer och bilder vet vi att symbiotiska stjärnor är inbäddade i heta nebulosor med joner som tex C3+ N4+ och O5+. Dessa nebulosor blir kraftigt joniserade pga de energirika fotonerna från den vita dvärgen. De astronomiska objekt som med hänsyn av dessa joniserade nebulosor mest liknar symbiotiska stjärnor är de planetariska nebulosorna, vilka består av en nybildad vit dvärg med omgivande materia (som en gång var en del av stjärnan) glödande på stort avstånd. Dock finns stora skillnader, densitieten verkar vara tusentals gånger så stor i symbiotiska systems nebulosor än i de planetariska nebulosorna vilka också har en mycket större utsträckning. Något som komplicerar bilden av symbiotiska system är att dessa nebulosor verkar innehålla olika regioner av mycket olika temperatur, densitet och kemisk sammansättning. Tex kan man i spektret av den symbiotiska stjärnan RR Tel samtidigt se emissions-linjer från neutralt syre som från sju gånger joniserat järn, joner som definitivt inte kan finnas under samma förutsättningar. Mycket av vår kunkap om naturen hos symbiotiska system kommer från studier av emissionslinjer i deras spektrum. I förlängningen kan även en hel del fysik läras eftersom symbiotiska system erbjuder en unik miljö som ej så länge inte kan reproduceras i laboratoriet. Ett mycket spännande fenomen som observeras i symbiotiska stjärnor är så kallade PAR (Photoexcitation by Accidental Resonance) prosesser. För en PAR process krävs bland annat: 1) att skillnaden i energi mellan två nivåer i en jon är lika som skillnaden mellan två nivåer i en annan jon. 2) att jonerna befinner sig inom synhåll från varandra, dvs att ljus från den ena jonen kan nå den andra 3) att den övre nivån i den ena jonen samt den undre nivån i den andra jonen är signifikant populerade. Med att en jons nivå är populerad menas att en ansenlig mängd av dessa joner befinner sig i denna nivå. När villkor 1, 2 och 3 är uppfyllda kan ljus som bildas då den första jonen de-exciterar (När jonen går från det högre till det lägre tillståndet) pumpa den andra jonen till dens högre tillstånd. Resultatet av en PAR prosess blir en mängd linjer som alla kommer från samma energinivå i den andra jonens spektrum. Dessa linjer kallas florosenslinjer, dock är inte alla florosenslinjer PAR producerade. Denna bok tar upp arbete som har resulterat i detection av 30 nya PAR processer i symbiotiska stjärnor vilket förklarar uppkomsten av 100 tals emissions-linjer. Speciellt för de linjer som kommer från järn, där majoriteten av linjerna visat sig kunna förklaras med PAR. Förklaringar på excitations-mekanism (hur linjerna bildas) ges också för en majoritet av de övriga emissions-linjerna i det ultravioletta våglängdsområdet i spektrat av symbiotiska stjärnor. Några av linjerna har också blivit knytna till speciella regioner i de omgivande nebulosorna. Hitils har arbeten med florosenslinjer mest handlat om identifiering av processerna men min önskan är att utvidga detta. Eftersom dessa linjer är beroende både de fysikaliska parametrarna i nebulosan och geometrin beskrivande områdena för både pumpjonen och den pumpade jonen så kan studiet av PAR linjer vara mycket givande. Några exempel som ges i denna bok är en bestämning av temperaturen i stora gaskondensationer i närheten av Eta Carinae (den mest luminösa stjärnan hitils observerad) och mätning av fysikaliska parametrar i den symbiotiska stjärnan AG Peg.