De ster binnenin, ofwel dubbelsterren ontdubbeld

door Dirk Bontes
copyright © 2011 door Dirk Bontes

This article – in Dutch – was written in January 2011. It is about perceived double stars that are no double stars; instead the second observed or deduced star is the core of the star. It also is about astrophysics. The article was originally intended for publication in the science fiction magazine SF Terra. However, there were three problems: 1. The article was far too long, 2. It probably is too difficult for most of the SF Terra readers, 3. The volunteer editor in chief of the magazine quit. So instead I publish it here on my livejournal page. Copywright as always is mine.
I intend to translate it into English at some future time.

In SF Terra 224 werd door een communicatieprobleem een verouderde versie van het vogelbekdiersterrenartikel geplaatst. Op 15 januari presenteerde de vereniging me een speciale editie van hetzelfde nummer met de juiste versie van het artikel in een oplage van 27 exemplaren voor representatieve doeleinden. Inmiddels staat het artikel alsmede een Engelstalige vertaling in de juiste versie op de website. De essentiële wijziging is dat ik mijn conclusies omtrent BP Piscium in het tegengestelde veranderde: de heliumflits is reeds geschied en de kern bestaat reeds (voor het grootste deel) uit gedegenereerde materie. Ik vermeld deze kennisgeving hier, omdat dit artikel raakvlakken heeft met het artikel over BP Piscium.

Sterren worden ingedeeld in spectraalklassen. Een van de mnemonics die astronomen gebruiken om de orde van die klassen te onthouden is via de hoofdletters in de zin “Oh, Be A Fine Girl: Kiss Me!” De eerste spectraalklasse O zijn de heetste sterren, de latere zijn steeds minder heet, met de spectraalklasse M als koelste. Binnen de spectraalklasse worden sterren met cijfers ingedeeld: F6.

Met de radiale snelheid(sverandering) wordt bedoeld hoe snel een ster/object/oppervlakte zich naar ons toe of van ons af beweegt en hoe die snelheid verandert; dit kan uit het spectrum van de ster worden opgemaakt.

Florentin Millour en Anthony Meilland hebben met de VLT interferometer de eerste driedimensionale afbeelding met hoge hoek- en spectrumresolutie van de ster HD 62623 en diens omgeving gemaakt. HD 62623, een ster van spectrumtype A[e], is een hete superreus aan het einde van zijn leven, dat over tien tot twintig miljoen jaar wordt verwacht. Hij bevindt zich op een afstand van 2 100 lichtjaren en heeft een dikke ring van gas en stof die rondom de ster roteert. De ring strekt zich uit van 1,3 tot 4 astronomische eenheden. (1 AU = de afstand van de Zon tot de Aarde.)
Zij vermoeden dat een metgezel-ster met een massa ter grootte van de Zon op minder dan één AU van HD 62623 diens massa vastpakt en die in een schijf om beide sterren roert, want de zonnewind die gewoonlijk van zo’n hete superreus uitgaat, zou zonder zo’n metgezel de condensatie van materie tot stof zo dichtbij de ster verhinderen. Als de metgezel-ster verder weg zou staan, zou de stofschijf gedeformeerd zijn en zo’n deformatie wordt niet waargenomen.
Het systeem wordt vergeleken met dat van Epsilon Aurigae, waar de stofschijf zich om de metgezel-ster bevindt; en waar de afstand tussen de hoofdster en de stofschijf bijna dertig AU is.
Zij verwachten dat wanneer HD 62623 een supernova-explosie ondergaat, er net als bij supernova (SN) 1987A een heldere equatoriale ring oplicht, vergezeld van bipolaire ejecta.
Ook vergelijken zij HD 62623 met de gargantueske ster Eta Carinae – vermoedelijk wegens diens equatoriale stofschijf.

HD 62623 wordt dus zomaar eventjes met drie andere opmerkelijke sterren vergeleken: met Epsilon Aurigae, met supernova 1987A en met Eta Carinae. Het lijkt op schieten met een hagelgeweer en op een beschrijving in een horoscoop: er is altijd wel een hagelkorrel raak, er is altijd wel iemand op wie de horoscoopbeschrijving van toepassing is.

Sterren van het spectraaltype B[e] zijn hete sterren die worden omringd door circumstellair gas en stof, waardoor ze veel emissielijnen in hun spectrum hebben en veel infrarood licht uitstralen. Het team van A. Meilland verzucht dat het een raadsel is hoe er zich stof kan vormen in zulke lichtkrachtige en de door de zonnewinden ijle omgevingen. (Dat is, volgens astronomen, eigenlijk alleen te verklaren door een metgezel-ster te vergen. B[e] sterren zouden dus dubbelsterren zijn.) Het studieobject van Meillands team was onze ster HD 62623, een zeldzame superreus van het spectraaltype A[e] die het B[e] fenomeen manifesteert.
B[e] sterren zijn een mengeling van sterren in allerlei evolutionaire stadiums, zowel pré als post hoofdreeks: jonge Herbig sterren, de centrale sterren van planetaire nevels, dubbelsterren, superzware sterren en – het zijn er meer dan de helft van alle B[e] sterren in de Melkweg – niet geklassificeerde sterren die verschillende van deze kenmerken vertonen.

Alle geklassificeerde B[e] sterren hebben een stofschijf van hoge dichtheid. Alle ongeveer 200 waargenomen symbiotische B[e] sterren, die in hun spectrum zowel hete als koele componenten hebben, en die een subcategorie van de geklassificeerde B[e] sterren vormen, bestaan uit dubbelsterren (een hete ster plus een koele).
De stofschijf van hoge dichtheid stelt astronomen – in het bijzonder bij compacte planetaire nevels en bij heldere superreuzen – voor een raadsel.
In de compacte planetaire nevel Hen 2-90 was de ionisatie van de zonnewind afhankelijk van de breedte, terwijl er geen spoor van een dubbelster werd gevonden. Dergelijke windstructuren, merken Michaela Kraus et al. op, worden over het algemeen aangetroffen bij snel roterende sterren. Van verschillende B[e] superreuzen in de Magelhaense Wolk werd geconstateerd dat ze snel roteren. Omdat dergelijke snelle rotatie niet wordt verwacht bij sterren in die evolutionaire fasen, moeten ze opgewonden zijn, concluderen ze. Zo’n spin up wordt het makkelijkst veroorzaakt door het samensmelten van een dubbelster.

Bij verder onderzoek naar onze A[e] ster HD 62623 kwam ik de verhandeling “More mysterious than Be stars: B[e] stars” van Philippe Stee tegen op het internet. “B[e] sterren – waaronder de superreus R126 (die maakt dus deel uit van dezelfde cluster als waarin de ster R136a1 met de meeste massa is aangetroffen die besproken werd in SF Terra 225) – zijn hete, merkwaardige sterren met een belangrijke uitwas in de nabije infraroodlijnen van hun spectrum, die veroorzaakt worden door heet circumstellair stof. Ze hebben ook verboden lijnen in hun spectrum. De geometrie van hun stof-enveloppe schijnt onzeker te zijn”. Gebruik makend van een model voor klassieke Be sterren, onderzocht Stee de enveloppe rondom B[e] superreuzen. Hij bevond dat de zonnewinden van deze sterren zo dicht kunnen zijn dat ze optisch dik worden en daardoor de fotosfeer van de centrale ster maskeren.
Stee publiceerde in 2004 ook een onderzoek naar de circumstellaire omgeving van HD 62623, waarbij gelet werd op het gas rond de centrale ster en het stof dat zich in de buitenste delen van de enveloppe rondom de ster bevindt; hij vergeleek hun eigen resultaten daarbij met interferometrische waarnemingen in het nabije infrarood die gemaakt werden door de Keck I telescoop. De zwakke conclusie daarvan was dat de resultaten wellicht aangaven dat de omgeving van de ster bestaat uit korrels van verschillende grootte en uit optisch dik stof.
Een team van Millour ontdekte via interferometrie bij de niet geklassificeerde B[e] ster HD87643 een metgezel op tamelijk grote afstand van de hoofdster en diens stofschijf.

Laten we eerst maar eens opruiming houden.
Nathan Smith en Robert Gehrz concludeerden – en eerder berekenden Kris Davidson en Jon A. Morse – dat de equatoriale stofschijf van Eta Carinae tijdens een kleiner helderder worden van Eta Carinae, zoals waargenomen rond 1890, werd uitgeworpen door de ster. In mijn astronomieboek van 2000 was mijn interpretatie hiervan dat nadat Eta Carinae werd getroffen door een neutronenster, zoals waargenomen in 1843, hij 47 jaar later werd getroffen door een tweede object dat dan ofwel een kleine ster ofwel een bruine dwerg zou zijn. Aan die laatste interpretatie twijfel ik nu. Een alternatief is dat Eta Carinae toen opnieuw werd getroffen door dezelfde neutronenster die toen veel minder potentiële energie had; de vraag is dan echter waarom die tweede botsing resulteerde in een equatoriale stofschijf, terwijl de eerste resulteerde in twee enorme bipolaire lobben loodrecht op het equatoriale vlak.
Ik kan geen reden bedenken waarom Eta Carinae zelf in een equatoriaal vlak zou exploderen. Dan rest nu als mogelijke bron van de equatoriale stofschijf de neutronenster die binnenin Eta Carinae in diens equatoriale vlak zijn omloopbaan heeft.
Neutronensterren kunnen explosies – bursts – ondergaan. Ze kunnen zelfs een zeldzaam hevige explosie – een superburst – manifesteren. Dergelijke superbursts zijn duizend keer krachtiger dan een gewone door de fusie van helium aangedreven burst. In 2002 werd een drie uur durende explosie waargenomen van de neutronenster 4U 1820-30, gedurende welke tijd de neutronenster meer energie produceerde dan onze zon in honderd jaar. David Ballantyne en Tod Strohmayer concludeerden dat er sprake was van een superburst waarin in één keer een dikke laag koolstof fuseerde tot zwaardere elementen. Die laag koolstof had zich gedurende verscheidene jaren opgebouwd op het oppervlak van de neutronenster uit het koolstofprodukt van heliumfusie.
Mijn conclusie ten aanzien van de oorsprong van de equatoriale stofschijf van Eta Carinae is daarom nu dat deze werd veroorzaakt door een (equatoriale) superburstexplosie van diens neutronenintraster. Het momentum van die explosie plantte zich voort door het equatoriale vlak van Eta Carinae, waardoor de stofschijf niet aan slechts de kant van de neutronenster uit Eta Carinae explodeerde, maar vanuit de gehele equatoriale omtrek van Eta Carinae in alle equatoriale richtingen.
Het moge duidelijk zijn dat de stofring van HD 62623 niets gemeen heeft met de equatoriale schijf van Eta Carinae: HD 62623 heeft geen neutronenintraster en is niet geraakt door een andere ster of grote planeet.

SN 1987A (ook bekend als Sanduleak -69º 202) was voordat hij explodeerde een blauwe (geen rode) superreus van zes (in plaats van de verwachtte acht of meer) zonsmassa’s. Hij heeft drie ringen: één recente equatoriale, die 1,4 lichtjaar wijd is (hetgeen een stuk forser is dan de straal van 1,3 tot 4 astronomische eenheden van de ring van HD 62623) en twee oude bipolaire ringen die ver afliggen van de polen van de ster. In mijn astronomieboek concludeerde ik dat de oude bipolaire ringen oorspronkelijk één equatoriale ring vormden, die door elektrostatische repulsie in tweeën werd gesplitst. Zowel de oude als de nieuwe equatoriale ring zouden volgens mijn hypothese zijn ontstaan uit het ineenstorten van een door de ster afgestoten materieschil, zoals ik ook stelde in het artikel over de vogelbekdiersterren in SF Terra 224.
Nu had Sanduleak -69º 202 volgens mijn toenmalige conclusies wel een planeet als metgezel, die uit elkaar spatte toen hij trefzeker werd doorboord door de neutronenster die door de supernovaexplosie werd weggeschoten, en die planeet zou een rol gespeeld kunnen hebben bij het ineenstorten van de afgestoten materieschil tot een equatoriale ring, maar strikt genomen zou die planeet daartoe niet noodzakelijk zijn geweest – bovendien werd destijds, en wellicht nog steeds niet, geen planeet bij Sanduleak -69º 202 vermoed.
HD 62623 met SN 1987A vergelijken is dus onterecht, alhoewel in principe ook de ring van HD 62623 uit het ineenstorten van een afgestoten materieschil zou kunnen zijn ontstaan.

Dan nu de opmerkelijke ster Epsilon Aurigae (ook bekend onder de namen Almaaz, Haldus en Al Anz). Deze ster is een vroege F type superreus in het sterrenbeeld Voerman (Auriga) waarvan de omvang en lichtkracht niet betrouwbaar bekend zijn. Volgens één van de schattingen is zijn diameter 135 keer zo groot als die van onze Zon en zouden de banen van Mercurius en wellicht ook die van Venus in hem passen. Hij zou 40 000 tot 60 000 keer zoveel licht uitstralen als onze Zon. Volgens een andere schatting heeft hij een oppervlaktetemperatuur van 7800 Kelvin en straalt hij 47 000 keer zoveel licht uit als onze Zon, heeft hij een massa van 15 tot 19 zonsmassa’s, en een diameter van iets meer dan een astronomische eenheid (en zou de baan van Venus er dus niet inpassen). Volgens weer een andere schatting is hij 130 000 keer helderder dan onze Zon. Hij staat op een geschatte afstand van tweeduizend lichtjaar.
In 1821 bemerkte Johann Fritsch dat Epsilon Aurigae een variabele ster is. Sindsdien wordt de ster door astronomen in de gaten gehouden. Ze stelden vast dat hij elke 27,1 jaar gedurende een periode van bijna twee jaar (640 tot 730 dagen) de helft van zijn helderheid verloor; het scheelt ongeveer één magnitude. De ster blijkt ook nog te pulseren met een niet-consistente periode van ongeveer 66 dagen met mogelijke boventonen van honderden dagen.

Gedurende de afgelopen eeuwen zijn verschillende hypotheses voorgesteld om de variabiliteit van Epsilon Aurigae te verklaren. Hans Ludendorff (1873-1941) suggereerde in 1904 dat er sprake is van een dubbelstereclips waarbij de ster bedekt wordt door een ander object. Deze eclips heeft (één van) de grootste periodiciteit(en) die er bekend zijn (is) bij dubbelsterren die elkaar bedekken. Gezien die grote periodiciteit en de langdurige eclips moet het bedekkende object reusachtig groot zijn. De jongste eclips is die van 2009-2011 en net zoals 27 jaar geleden, wordt de ster ook tijdens deze eclips door vele astronomen en instrumenten nauwlettend in het oog gehouden.

Opmerkelijk is dat het spectrum van de ster gedurende de eclips niet verandert; het maakte Epsilon Aurigae beroemd in de kringen van de astronomen. Toch blijkt het spectrum gedurende het begin en einde van de eclips wel onmiskenbaar te veranderen, maar ook dan is het nog steeds herkenbaar als een vroege F type superreus.

In januari 2010 kondigde Donald Hoard op de 215de bijeenkomst van de American Astronomical Society aan dat waarnemingen met de Spitzer Ruimtetelescoop en eerdere observaties erop duiden dat Epsilon Aurigae een ster is van 2,2 tot 3,3 zonsmassa’s die periodiek wordt verduisterd door een (niet waargenomen) B ster die zelf omhuld wordt door een stofschijf. (Een stofschijfmodel was in 1985 voorgesteld. Su-Shu Huang stelde in 1965 een stofschijf voor waarvan de rand naar ons toegekeerd is. Een ander model was dat de stofschijf twee sterren in zijn centrum had.) Hoard en zijn collega’s bepaalden de straal van de stofschijf op vier astronomische eenheden.
De Spitzer Ruimtetelescoop bevestigde zonder enig twijfel de aanwezigheid van de stofschijf van de metgezel-ster; de deeltjes in die stofschijf hebben een grootte van meer dan tien micrometer.
In 2005 stelde de Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer vast dat het systeem geen energie uitstraalt die vergelijkbaar is met dubbelstersystemen als die van Circinus X-1, waarin één van de sterren een neutronenster is, en die van Cygnus X-1, waarin één van de sterren een zwart gat is (nog even ervan afgezien dat ik niet in zwaartekrachts-zwarte gaten geloof), zodat een B ster de enige redelijke mogelijkheid leek voor de niet waargenomen metgezel in het centrum van de stofschijf.
Door aan te nemen dat de F ster niet een vroege, maar eigenlijk een stervende ster was met slechts twee zonsmassa’s (in plaats van 15 tot 19) en door aan te nemen dat het eclipsende object een enkele B5 ster van zes zonsmassa’s in een stofschijf was, verkregen Hoard en zijn collega’s een model dat alle waargenomen fenomenen verklaarde. In dat geval is de B ster slechts een paar honderd keer helderder dan onze Zon en is hij toch duizend keer minder helder dan Epsilon Aurigae.
Het spectrum van de stofschijf is grijs en de emissielijnen ervan zijn niet afhankelijk van de helderheidsvariaties van het systeem.
De eclips is in het infrarood minder diep dan in het zichtbare deel van het spectrum. Naarmate de eclips het midden van de eclipsduur naderde en voorbijging, scheen de stofschijf op te warmen van 550 Kelvin tot 1100 Kelvin.
Satellieten die waarnemingen deden in het verre ultraviolet hebben sporen van het licht van een B-ster aangetroffen dat van ergens in het systeem afkomstig is.
De spectrale energiedistributie (SED) wordt in het optische deel van het spectrum gedomineerd door de F ster en wordt daarbij buiten de eclips niet beïnvloed door de stofschijf. Aan de korte kant van de 0,15 micrometer domineert het spectrum van de B ster de spectrale energiedistributie.

Sterren zijn vanwege hun verre afstanden altijd lichtpuntjes geweest voor de waarnemers, ongeacht de gebruikte vergroting. De afgelopen decennia zijn astronomen echter bezig geweest met het plannen en bouwen van interferometrieobservatoria, waarbij het licht van meerdere optische/infrarood telescopen wordt verwerkt tot een beeld met de hoge resolutie van een veel grotere telescoop. In 1996 werd op Mount Wilson begonnen met de bouw van zo’n telescoop: de CHARA Array, die het licht van zes 1-meter telescopen verwerkt tot het beeld dat een telescoop met een spiegeldoorsnede van 335 meter zou geven. Het observatorium kwam gereed in 2000, leverde zijn eerste beelden in 2001, werd in 2004 volledig operationeel en leverde in de lente van 2005 zijn eerste routinematige beelden.
De CHARA Array volgde ook de huidige eclips van Epsilon Aurigae. In februari 2010 publiceerde het team van Brian Kloppenborg een artikel waarin ze interferometrische beelden – gemaakt met vier telescopen die 300 meter uit elkaar stonden – toonden van het eclipserende object dat voor de F ster langs schuift, die 140 keer scherper zijn dan die van de Hubble ruimtetelescoop: “een opake schijf die gekanteld is op de voorspelde manier”.

Begin april 2010 kwam een simulatievideo (google hem) van de eclips beschikbaar waarin is te zien hoe de tegen zijn rand geziene, dunne stofschijf voor de ster langsschuift en waarin John Monnier behulpzaam de niet zichtbare delen van de stofschijf heeft ingetekend.
De schaduw stofschijf is ongeveer een miljard mijl wijd (als ik het goed uitreken is dat tien AU) en heeft een dikte van ongeveer tweehonderd miljoen mijlen – en zou met die grootte binnen de baan van Jupiter passen.
De F type ster en de stofschijf staan bijna dertig AU uit elkaar, hetgeen ongeveer de afstand van de Zon tot Neptunus is.
Het massieve object dat in het centrum van de stofschijf wordt vermoed, is echter nog steeds niet waargenomen.

Het team van Robin Leadbeater rapporteerde in 2011 dat een teken van het eclipsende object 83 dagen voor het eerste fotometrische contact voor het eerst werd gezien in het 7699A(ngstrom) lijnprofiel. Tijdens het begin van de eclips nam de sterkte van deze lijn stapsgewijs toe, wat suggereert dat de stofschijf structuur heeft. Radiale snelheidsveranderingen gemeten aan deze lijn tijdens het begin van de eclips zijn consistent met schijfmateriaal dat in omloop is om een centraal object van 5,3 zonsmassa’s. Veranderingen in het hydrogen alfa lijnprofiel tijdens de totaliteit (het hoogtepunt van de eclips) onthullen de aanwezigheid van een voorgrond emissiebron die gecenterd is in de systemische radiale snelheidsverandering.

De afgelopen tien jaar heb ik mij nauwelijks met astronomie bezig gehouden, ook niet nadat ik SF Terra aanbood newsbits voor ons blad te gaan schrijven. Ik wist natuurlijk dat er interferometrie telescopen werden ontworpen en gebouwd, maar de spectaculaire beelden van het oppervlak van Epsilon Aurigae waren me tot nu toe ontgaan. Ik verdiepte me nu uitsluitend in Epsilon Aurigae omdat HD 62623 ermee werd vergeleken.
Aanvankelijk slikte ik alles wat over Epsilon Aurigae werd gezegd als zoete koek: astronomen zijn uitermate goede natuurkundigen. Al lezende en research doende begonnen bij mij toch de twijfels te rijzen. Neem nu die onzichtbare metgezel: ik heb dat konijn zelf een paar keer ten onrechte uit mijn hoge hoed getrokken, zoals hierboven gemeld als oorzaak voor het oplichten van Eta Carinae in 1890, en zoals de ongeziene metgezel waarvan ik sprak in het artikel over BP Piscium. Eén draak in een hypothese mag, maar het is dan wel een draak van een hypothese. De (misschien) grootste periodiciteit van een eclipsende dubbelster, was nog zo’n twijfel wekkend feit. Een spectrum dat gedurende de eclips niet verandert, tikte ook aan bij mijn twijfel. Een stofschijf die op de rand gezien wordt en die in hetzelfde vlak om de F ster zijn baan heeft; het leek wel een slangenmens in een onmogelijke houding en mijn ongeloof verdiepte zich. Astronomen die twee aannames (draken) nodig hebben om een passend model te fabriceren; dat is minimaal één draak te veel en die andere draak zijn we ook liever kwijt. Dan was er nog de ongeziene B ster waarvan het wel gedetecteerde licht bij korte golflengten de spectrale energiedistributie van Epsilon Aurigae domineert. En radiale snelheidsveranderingen afgeleid uit een spectrumlijn wantrouw ik sowieso; dat ze zich voordoen is één ding, maar waardoor ze veroorzaakt worden is een ander ding. Ik besloot nog wat verder te kijken en te denken dan mijn neus lang was. (Er gaat nu heel veel informatie volgen. Mocht het u duizelen, vrees dan niet, want daarna zal ik orde op zaken stellen. Het hangt allemaal samen.)

“Klasse B sterren zijn extreem helder en blauw. Hun spectrum heeft emissielijnen van neutraal helium en matige waterstoflijnen. Tot de emissielijnen van geïoniseerde metalen (d.w.z. alle elementen anders dan waterstof en helium) behoren Mg II en Si II.
O en B sterren hebben de neiging bij elkaar te clusteren in OB associaties, die zelf geassocieerd zijn met reusachtige moleculaire nevels”. (Uit Wikipedia)

“De subdwerg B ster is in het Hertzsprung-Russell diagram één van de extreme horizontale tak sterren. Ze vormen een late fase in de evolutie van sommige sterren, die veroorzaakt wordt wanneer een rode reuzenster zijn buitenste waterstoflagen verliest voordat de kern zijn helium begint te fuseren”. (Uit Wikipedia)

De Asymptotic Giant Branch (AGB) is een categorie van evoluerende sterren met een kleine tot middelgrote massa in het Hertzsprung-Russell diagram. Het zijn rode reuzen met een inerte kern van koolstof en zuurstof, een schil waarin helium gefuseerd wordt, nog een schil waarin waterstof gefuseerd wordt en dikke buitenste lagen van waterstof. Post-AGB sterren zijn dat evolutiestadium al voorbij.

Een overzichtsartikel door Hans Van Winckel over post-AGB sterren verschafte veel informatie.
Post-AGB sterren worden gewoonlijk proto-planetaire nevels genoemd, welke gedefinieerd worden als objecten die nog niet heet genoeg zijn om een planetaire nevel te ioniseren (en dus te doen oplichten).
Optisch heldere post-AGB sterren hebben F-K type fotosferen. De spectrale energie distributies (SED) voor deze sterren heeft twee categorieën. De eerste bestaat uit een SED met twee pieken, namelijk de UV-optische emissiestraling van de rode fotosfeer en de thermische straling van de circumstellaire, uitdijende stofschil met een temperatuur van 100-200 Kelvin. De tweede categorie heeft tevens een component van heet stof met een temperatuur van 500-1300 Kelvin; radiale snelheidsmetingen onthulden een nauwe relatie tussen heet stof en dubbelsterren (binarity). In de eerste categorie is daarentegen geen binaire beweging ontdekt.

In koolstofrijke objecten van de eerste categorie doet zich een emissielijn voor bij 21 micrometer, soms vergezeld van een sterke emissielijn bij 30 micrometer. Deze objecten vormen een fractie van de objecten in de eerste categorie. Een aantal van de koolstoflijnen zijn afkomstig uit een nauwe schil in de circumstellaire enveloppe. Ze hebben ook een overvloed aan elementen die ontstaan zijn uit het slow neutron capture proces (waarbij een isotoop een langzaam neutron invangt, verandert in het isotoop van een ander element en vervolgens vervalt voordat een volgend neutron wordt ingevangen); en vice versa hebben alle s-proces post-AGB sterren een sterke 21 micrometer emissielijn. De 21 micrometer objecten zijn axiaal symmetrisch; en dat zijn andere post-AGB objecten met een dubbele piek gewoonlijk ook. (Hier wordt gerefereerd naar de axiale symmetrie van de proto-planetaire nevel.)
In tegenstelling tot de koolstofsterren hebben de optisch heldere, hete B post-AGB sterren, die worden aangetroffen op hoge galactische breedte (d.wz. in de halo van de Melkweg, welke halo bestaat uit – oude – populatie II sterren), daarentegen vrijwel geen koolstof en een lage metaal signatuur (d.w.z. dat elementen anders dan waterstof en helium nauwelijks voorkomen, hetgeen typisch is voor populatie II sterren). Rond sommige van deze objecten worden sporen van circumstellair stof aangetroffen; koolstofarme halo planetaire nevels hebben een vergelijkbaar chemisch patroon. Diezelfde chemische patronen worden niet aangetroffen in F type post-AGB sterren.

In optisch heldere, heet stof post-AGB dubbelsterren wordt aangenomen dat het stof zich bevindt in een circumbinaire stofschijf waarin de dubbelster het centrale object is. De fundamentele periode in de fotometrische waarnemingen aan deze objecten is de dubbelsterperiode. In het geval van de koolstofrijke sterren HR4049 en HD213985 wordt het fotometrisch gedrag gedacht te worden veroorzaakt door een variabele circumstellaire roodwording. Beide sterren zijn A type superreuzen op hoge galactische breedte.
In het geval van HD44179 wordt het fotometrisch gedrag gedacht te worden veroorzaakt door een periodieke variabele verandering in de weerkaatsingshoek (scattering angle) gedurende de baanbeweging van de dubbelsterren. De fotometrische uitersten vinden plaats tijdens de conjunctie (wanneer beide objecten zich vanaf de Aarde gezien dichtbij elkaar bevinden).

De best bestudeerde circumbinaire stofschijf is die in het centrum van de Red Rectangle (Rode Rechthoek), een X-vormige reflectienevel op 2300 lichtjaar afstand in het sterrenbeeld Monoceros. In het centrum van de Red Rectangle bevinden zich de zonet genoemde dubbelster HD44179 en diens omringende stofschijf. De dikke, grote korrels bevattende, stabiele stofschijf is waargenomen in optisch en in infrarood licht. (Horizontale en verticale assen die op foto’s door de ster gaan, zijn vermoedelijk waarnemingsartefacten.) De metgezel-ster zelf kan echter niet direct in optisch licht worden waargenomen, maar alleen via weerkaatsend licht dat ontsnapt aan de polen van de stofschijf. De ster is een van de meest ijzerarme objecten in onze Melkweg. Een heel zwakke koolstofmonoxide emissielijn met lage snelheid duidt op een Kepleriaanse beweging van de stofschijf (d.w.z dat hij in omloop is rond het centrale object).
Deze spectroscopische dubbelster HD44179, die een periode van 300 dagen heeft (volgens een andere datum 318 dagen; hetgeen meer is dan bij een eerdere bepaling), is ernstig ijzer-deficiënt en de metalen magnesium, silicium en calcium zijn onderaanwezig. De hoeveelheden van koolstof, stikstof, zuurstof en zwavel zijn echter vrijwel op hetzelfde niveau als in onze Zon. Hij gelijkt daarmee op de eveneens door circumstellair stof omgeven dubbelsterren – met perioden van circa één jaar – HR4049, HD 52961 en op BD +39º4926. De suggestie is dat zij allen geëvolueerde post-AGB sterren van lage massa zijn, alhoewel HD44179 wellicht wat meer massa heeft.
Net zoals bij HR4049 is de helderheid van HD44179 minimaal bij de inferieure conjunctie en maximaal bij de superieure conjunctie. Er worden bij HD44179 echter geen kleurveranderingen geconstateerd, niet in UV-b en ook niet in zichtbaar licht. C. Waelkens et al. merken op: “De twee waargenomen weerkaatsende wolken [boven en onder de stofschijf] kunnen niet gelocaliseerd zijn op de as van het systeem, omdat er dan geen [spectroscopische] baanbewegingen waargenomen zouden kunnen worden!”

De lage – ontdane (depleted) – fotosferische ijzerwaarden van sommige post-AGB sterren worden veroorzaakt door stellaire evolutie. Hierbij verwijdert stofvorming selectief elementen – waaronder die gemaakt door het s-proces – met een hoge stofcondensatietemperatuur uit de gasfase.
Alle depleted objecten zijn dubbelsterren, waarvan sommige een stofschijf om zich hebben.

(De nu volgende sectie over Lambda Boötis dwergsterren heeft echt niets met de post-AGB sterren te maken, maar omdat Hans Van Winckel ze in zijn overzichtsartikel vermeldt, doe ik dat ook maar – en achteraf bleek het nuttig.)
Een soortgelijk depletiepatroon wordt gezien in de merkwaardige, metaalarme Lambda Boötis dwergsterren, die nauwelijks ijzerpiekelementen in hun oppervlaktelagen hebben. Hun zuurstofrijkdom is echter normaal. Ze hebben zwakke MgII 4481 lijnen en (zeer) brede waterstoflijnen. De lichtere elementen C, N en O zijn in het ultraviolet lichtelijk overaanwezig, terwijl de zwaardere elementen Mg, Al, Si, Mn, Fe en Ni lichtelijk onderaanwezig zijn.
33 Lambda Boötis sterren vertonen typische δ Scuti type pulseringen. Tenminste 70 % van alle Lambda Boötis sterren in de klassieke instabiliteitsstrip pulseren; dat is een veel groter percentage dan bij normale sterren. Een hoog percentage pulseert met hoge overtonen; terwijl δ Scuti type sterren daarentegen in de fundamentele modus pulseren.
Lambda Boötis is een A type dwergster (?) op 97 lichtjaar afstand met een diameter van 1,7 maal die van de Zon en een lichtkracht van 16 maal die van de Zon. Het zijn vroege F en A (of late B tot F) type sterren met leeftijden van jong tot oud. Ik heb de indruk dat er slechts enkele tientallen (meer dan 65?) van bekend zijn. De groep bestaat niet of nauwelijks uit dubbelsterren. Een meerderheid van deze sterren zijn pulserende sterren. Lambda Boötis sterren hebben een ongewoon langzame rotatiesnelheid en een kleine radiale snelheid. Volgens een andere bron kan de distributie van de rotatiesnelheden echter niet onderscheiden worden van die van normale populatie I, A type sterren. Ze zijn non-magnetisch. Hun ontstaan en evolutie worden niet goed begrepen; modellen met massa-accretie en diffusie, of samensmeltende dubbelsterren geven onbevredigende resultaten. Van enkele Lambda Boötis sterren is vastgesteld dat het spectroscopische dubbelsterren zijn.
Er wordt gesteld dat “De c1 en m1 versus (b - y)0 plots voor Lambda Bootis type en "normale" sterren zijn equivalent..” Dat van die c1 plot klopt, maar van de m1 plot vind ik toch echt dat de Lambda Bootis type sterren beduidend onder de meeste normale sterren staan. (Ik heb geen idee wat deze niet in dit artikel opgenomen plots voorstellen, dus ik kan er ook geen interpretatie aan verbinden.) Eén van de beweerde consequenties is echter dat de oppervlaktezwaartekracht van Lambda Boötis sterren niet onderscheiden kan worden van die van normale dwergsterren.

De dozijn binaire post-AGB sterren waarvan de dubbelsterperiode is vastgesteld, hebben perioden van 115 tot 2600 dagen. Ze hebben allemaal een grote infraroodpiek van heet stof (geïnterpreteerd als zijnde een stabiele stofschijf), behalve BD +39.4926, die geen infrarooduitschieter heeft, en HD46703, waarbij uitsluitend koel stof wordt waargenomen. Bij zeven van de sterren is sprake van een hoge baanexcenticiteit van 0,3-0,43; HD213985 en SAO173329 met de twee laagste periodes van respectievelijk 259 en 115,9 dagen hebben een (naar mijn mening verdachte, want meer dan toevallige) baanexcentriciteit van nul; AC Her en 89 Her met periodes van respectievelijk 1194 en 288,4 dagen hebben baanexcentriciteiten van 0,19 en 0,12.
Bij de (van bovenstaande dozijn) kortere periode dubbelsterren is de baan te klein en de excentriciteit te groot voor een normale AGB ster; het is niet duidelijk hoe voorkomen wordt dat de metgezel in de AGB ster spiraleert. Datzelfde risico van inspiraleren en botsen geldt ook voor de korte-periode dubbelsterren in de groep van Ba(rium) sterren.

Wikipedia vertelt dat barium sterren G tot K spectrumklasse reuzensterren zijn met een overvloed van s-proces elementen. In het bijzonder zijn de tweede piek s-proces elementen Ba(rium) en La(nthanum) in grotere hoeveelheden aanwezig dan de tweede piek s-proces elementen Y(ttrium) en Zirkonium. Ze hebben ook duidelijke koolstofemissielijnen. Radiale snelheidsmetingen suggereren dat alle bariumsterren dubbelsterren zijn. De Internationale Ultraviolet Explorer bespeurde in sommige barium stersystemen de aanwezigheid van een witte dwerg.
Volgens de stellaire evolutietheorieën zijn de bariumsterren echter niet voldoende geëvolueerd om in hun binnenste koolstof en s-proces elementen te hebben geproduceerd en die naar hun buitenste lagen te hebben getransporteerd. Gedacht wordt daarom dat deze elementen werden geproduceerd door hun metgezel toen die een koolstofster was op de AGB. Toen deze koolstofster aan het eind van zijn leven via zijn zonnewind massa verloor aan de ruimte, verontreinigden deze elementen de hoofdster. De metgezel-ster werd na zijn massaverlies een witte dwerg en de hoofdster is sindsdien in een rode reus veranderd.
Het team van Y.C. Liang meldt dat de milde Ba ster HD 98839 een grote massa (tot 3,62 zonsmassa’s) heeft en een erg grote baanperiode van meer dan elfduizend dagen (dertig jaar).

CH sterren zijn koolstofsterren met een sterke koolstofwaterstof emissielijn die behoren tot de oude populatie II sterren, die sterk gelijken op de Ba sterren. Het zijn allemaal dubbelsterren en gedacht wordt dat ze op dezelfde manier zijn ontstaan: als het resultaat van de massaoverdracht van een klassieke koolstofster, die nu een witte dwerg is, aan de hoofdster.

RV Tauri sterren zijn nogal zeldzame variable reuzen en superreuzen van spectraaltypes F, G of K met massa’s ter grootte van die van onze Zon. Hun lichtcurves hebben alternerend diepe en ondiepe minima. Ze hebben een grote helderheid en vaak hebben ze grote infrarooduitwassen in hun spectrum wegens de warmtestraling van circumstellair stof, hetgeen gedacht wordt een stofschijf te zijn. Hun circumstellaire omgeving is arm aan koolstofmonoxide; en die van de Red Rectangle is er nog armer aan. Men is het er over eens dat RV Tauri sterren objecten met een lage massa zijn in een ver geëvolueerd post-AGB stadium. Aangetoond is dat hun chemische opmaak bepaald is door depletie.
Er zijn twee fotometrische klassen van RV Tauri sterren: RVa sterren met een constante gemiddelde helderheid, en (10 procent) RVb sterren met een variabele gemiddelde helderheid en periodes van 600 tot 1500 dagen. RV Tauri behoort tot de RVb klasse en heeft een periode van 1100 dagen.
Karen R. Pollard et al. merkten in 1997 op dat een aantal RVb sterren aanwijzingen voor lang-periodieke radiale snelheidsveranderingen in hun spectrum hebben.
RV Tauri sterren hebben ook een spectroscopische subclassificatie: koele, populatie I sterren van klasse A van spectrumtypes G en K met Zonsachtige metaalhoeveelheden; hetere, populatie I sterren van klasse B van spectrumtype F met grotere metaalhoeveelheden; en idem hetere, populatie I sterren van klasse C van spectrumtype F met bijna geen metaalhoeveelheden. In globulaire clusters, die bestaan uit populatie II sterren, worden RV Tauri sterren van klasse C aangetroffen.
RV Tauri heeft een halve periode van 39,25 dagen (tussen opvolgende minima) en een hele – formele – periode van 78,5 dagen (tussen opvolgende diepe minima). De diepten van de minima verschillen per cyclus. De hoogste maxima volgen de diepste minima. In RVb sterren correleert (neemt toe) de langperiodieke variëteit met de formele periode.
Bij het toenemen van het licht na een minimum worden sterke waterstof- en helium I-emissielijnen zichtbaar in het spectrum; en worden absorptielijnen gespleten, hetgeen geïnterpreteerd wordt als het gevolg van twee schokgolven gedurende één formele periode. Een schokgolf in een diep minimum is sterker dan die in een ondiep minimum.
(De lichtcurven van R Scuti (van klasse RVa, zonder langperiodieke variatie met oscillatie rond nul, dus er is oscillatie, maar niet in fase met zichzelf), U Monoceros (2300 dagen) en RV Tauri doen me denken aan uitstervende oscillaties – en dat blijkt te worden veroorzaakt omdat de kortere pulsaties niet echt – lineair – periodiek zijn; de brede, secondaire pieken van U Mone en RV Tau zijn dat wel.)
De hele perioden van de diepe minima van RV Tauri sterren variëren van 30 tot 150 dagen en hun helderheid kan tot vier magnitudes variëren.
Van de reeds genoemde RV Tauri ster AC Her werd geconstateerd dat het een lid was van een wijde dubbelster en dat hij/die omgeven wordt door een stabiele stofschijf die lijkt op de zuurstofrijke stofschijf in de Red Rectangle. Dubbelsterbewegingen werden ook waargenomen bij de RV Tauri sterren IW Car, EP Lyr en de post-AGB ster U Mon.
Het team van Guillermo Gonzalez merkt op dat “de grote depletie in alle RV Tauri sterren impliceert dat ofwel alle RV Tauri sterren nog niet herkende spectroscopische dubbelsterren zijn, ofwel dat de depletie efficiënt optreedt in de bovenste fotosfeer of de binnenste circumstellaire schil van solitaire sterren. In Paper II, suggereerden we dat de winden die vereist zijn om de waargenomen infrarood uitwas te verklaren, zeer wel de ernstige depletie in solitaire sterren kunnen veroorzaken”.

ST Pup is een W Vir ster met chemische depletie. Het is een dubbelster met een periode van 410 dagen.
Een W Vir ster is een pulserende, type II Cepheïde, variabele ster; ze vormen een subklasse van de type II Cepheïden, die allen tot de populatie II sterren behoren. Hun spectrum is van F6 tot K2.
Type II Cepheïden worden opgedeeld in BL Her sterren met perioden van 1 tot 5 dagen, in W Virginis sterren met perioden van 10 tot 20 dagen, en in RV Tauri sterren met perioden van groter dan 20 dagen tot 50 dagen. Een andere, wellicht oudere indeling is: kort periodieke W Vir sterren hebben een periode van één tot acht dagen; lang periodieke W Vir sterren hebben een periode vanaf acht dagen tot en met 35 dagen.
Type II Cepheïden hebben een periode-helderheidsrelatie, maar die verschilt van de type I – ofwel Delta – Cepheïden. Hun massa is minder dan één zonsmassa en ze zijn over het algemeen bij dezelfde periode 1,5 magnitude lichtzwakker dan de Delta Cepheïden. Hun typische lichtcurve met een variatie van 0,3 tot 1,2 magnitude heeft een bult – d.w.z. een soort plateautje – op de aflopende zijde.

Delta Cepheïden pulseren in grootte met extreme regelmatigheid: ze zwellen plotseling op en nemen daarna geleidelijk in grootte (en dus helderheid) af. Het is een perfecte oscillatie, waar je een stopwatch bij kunt houden. Deze oscillatie wordt bepaald door de dikte van een geïoniseerde laag en de interactie tussen de temperatuur en de opaakheid van die laag. Die ondoorzichtigheid neemt toe wanneer eenwaardig geïoniseerde heliumatomen ook hun enige overblijvende elektron verliezen. Licht – en dus hitte – kan dan niet meer aan de ondoorzichtige laag ontsnappen. Die gevangen inwendige hitte doet de ster opzwellen, waardoor hij meer licht en hitte gaat uitstralen, met als gevolg dat hij afkoelt. Vanwege de afkoeling vangen de heliumkernen weer een elektron in en wordt de laag doorzichtig, waardoor nog meer hitte en licht wordt uitgestraald. De afkoelende ster krimpt en de oscillatie herhaalt zich.

De enige B type post-AGB ster met een relatief hoge S (zwavel) overvloed is ook een dubbelster. (Wegens geen identificatie, kan deze ster niet besproken worden.)

RV Tauri sterren hebben pulserende radiale snelheidsveranderingen van een grote amplitude (piekhoogte, ofwel uitwijking van de golf) en sterke lijn-asymmetriën en in sommige pulsatiefasen ook lijnsplitsing. Hierdoor is het bepalen van de op radiale snelheidsveranderingen gebaseerde omloopperiode van de dubbelsterren nagenoeg onmogelijk.

Volgens een grafiek in het reviewartikel door Hans Van Winckel lijken de dubbele piek post-AGB sterren op zuurstofrijke Mira type sterren, terwijl de RV Tauri sterren er niet op gelijken. (Het verschil is dat Mira type sterren als oude rode superreuzen een jonge intraster hebben die binnenin hun lichaam zijn omloopsbaan heeft, zoals ik in mijn astronomieboek beargumenteerde.)

Hans Van Winckel concludeert dat de 21 micrometer objecten de opvolgers zijn van koolstofsterren.

CD -30 5135 heeft een samengesteld spectrum bestaande uit dat van een F type superreus en dat van een late B type ster (F2ep Iab + B8:). De radiale snelheidsmetingen bevestigen dat het een dubbele lijn spectroscopische dubbelster is. De gemiddelde radiale snelheid van de absorptielijnen is +70 km per seconde, terwijl drie waterstoflijnen die afkomstig zijn van de B ster metgezel een gemiddelde radiale snelheid van –60 km per seconde hebben.

Bij meting van het differentieële veld in koele sterren is aangetoond dat de gradient van radiale snelheidsveranderingen groter is bij sterren met grotere turbulentiesnelheden. Dit heeft effect op de snelheid waarmee zwaardere elementen uit het binnenste van de ster naar de oppervlakte worden getransporteerd.

Tot zover de achtergrondinformatie. Er zijn inmiddels vele sterren en zelfs hele categoriën van sterren voorbijgekomen waarvan vermoed wordt dat het dubbelsterren zijn. Maar hoeveel van die metgezelsterren zijn er direct waargenomen? Zegge en schrijve 1: bij de B[e] ster HD87643.
Joost mag weten wat de met behulp van interferometrie op relatief grote afstand van de hoofdster HD87643 waargenomen vlek echt is, want het gaat immers om een ongeklassificeerde B[e] ster. Mocht het een jonge T Tauri ster zijn, dan zou die vlek een Herbig-Haro object kunnen zijn: een stukje interstellaire nevel dat oplicht omdat het wordt geëxiteerd doordat een materiejet van de T Tauri ster er doorheen ploegt.
Al deze beweerde metgezelsterren vallen dus in mijn categorie van ‘uit de hoge hoed’ sterren.

In de compacte planetaire nevel Hen 2-90 werd geen spoor van een dubbelster gevonden, terwijl er wel een concrete aanwijzing was voor spin up van de ster. Een dergelijke spin up zijn we al eerder tegengekomen bij BP Piscium en bij de andere FK Com type sterren – maar niet door samensmelting met een ander object – en overeenkomstig daarmee moeten we concluderen dat de spin up van Hen 2-90 op dezelfde manier tot stand gekomen moet zijn. Hen 2-90 is dus altijd een solitaire ster geweest.

Terug naar het mysterie van Epsilon Aurigae. Wetenschap heeft twee facetten: feiten en (feilbare) interpretaties van die feiten. Wanneer ik naar de afbeeldingen kijk die laten zien hoe een deel van het oppervlak van Epsilon Aurigae duister wordt, dan zie ik geen stofschijf. Die beweerde stofschijf is uitsluitend in de simulatievideo te zien – omdat hij daar ingetekend is.
Wat ik zie als ik naar de inferometrieafbeeldingen kijk, is hoe Epsilon Aurigae verduistert alsof er zich een tong over diens oppervlak uitstrekt. Hij gaat niet midden over Epsilon Aurigae, dus het is geen fenomeen dat zich equatoriaal afspeelt, noch van pool tot pool. Het beperkt zich tot één hemisfeer. Het begint in het/de midden(breedte) van die hemisfeer – bij het puntje van de tong – en breidt zich uit naar de vermoedelijke pool en naar de vermoedelijke equator. We moeten concluderen dat het om een fenomeen van geografische breedte gaat.
Het fenomeen neemt de helft van het licht van Epsilon Aurigae weg – omdat het de helft van diens oppervlak verduistert. Een dergelijk fenomeen zijn we al eerder tegengekomen, namelijk bij de FK Com type sterren, de vogelbekdiersterren waarvan de helft van het oppervlak bedekt kan worden met de door magnetische veldlijnen veroorzaakte zonnevlekken – als dat al zonnevlekken zijn en niet hetzelfde fenomeen als we hier bij Epsilon Aurigae aantreffen.
De enige zinnige verklaring die ik kan bedenken is dat het fenomeen wordt veroorzaakt door de interne magnetische veldlijnen van Epsilon Aurigae. Die veldlijnen worden bij onze Zon door de differentiële rotatie van de gassen op verschillende breedtes om de Zon gewonden en dat begint op de evenaar met een ‘tong’ van veldlijnen die zich naarmate ze meer om de Zon gewonden worden, verbreedt naar de polen.
Deze hypothese doet twee nieuwe vragen rijzen: 1. Hoe kunnen magnetische veldlijnen het licht van een ster verduisteren, zoals gebeurt in zonnevlekken en hier bij Epsilon Aurigae, en 2. Waarom worden bij Epsilon Aurigae de magnetische veldlijnen op de middenbreedte – en dan nog van één hemisfeer – opgewonden in plaats van rond de evenaar?
Hier komt het van pas dat Hans Van Winckel repte van de populatie II, Cepheïde type II W Virginis ster ST Pup. Cepheïden, zagen we, hebben een laag die ondoorzichtig wordt voor licht en hitte wanneer het eenwaardig geïoniseerde heliumatoom in die laag zijn overblijvende elektron kwijtraakt. Dat moet ook zijn wat er gebeurt in zonnevlekken, die dus koel zijn omdat ze vanwege de plaatselijke ondoorzichtige laag minder hitte en licht uitstralen, en bij de tong van Epsilon Aurigae. Er draaien nogal wat elektronen om magnetische veldlijnen en indien die veldlijnen gebundeld worden, zoals in zonnevlekken (die ook voor het eerst verschijnen op de middenbreedtes), dan zullen ze er nog sneller omheendraaien vanwege het krachtigere magnetische veld en door botsingen het overblijvende elektron van helium- en waterstofkernen losslaan. Het verschil is dat het verlies van het overblijvende elektron bij Cepheïden wordt veroorzaakt door de temperatuur van de ster, terwijl het in zonnevlekken en bij Epsilon Aurigae wordt veroorzaakt door de extreme bundeling van magnetische veldlijnen.
Terzijde mogen we speculeren dat de type II Cepheïden bij dezelfde periode anderhalve magnitude zwakker zijn dan de Delta Cepheïden omdat ze niet tot hetzelfde formaat opzwellen; hun ondoorzichtige laag moet in dat geval dunner zijn.
We hebben de normale hemisfeer van Epsilon Aurigae en de abnormale hemisfeer. Is het altijd dezelfde hemisfeer die abnormaal is, of alterneren ze telkens wanneer er een ompoling is van het magnetische veld van de ster? We moeten dus in de ene hemisfeer een normaal magnetisch veld hebben, en in de andere een abnormaal magnetisch veld. Het ligt in de rede te veronderstellen dat er sprake is van twee magnetische velden, waarbij het abnormale magnetische veld het normale magnetische veld in één hemisfeer wegdrukt naar de andere hemisfeer. Dat verklaart echter nog niet waarom de gassen van de abnormale hemisfeer op de middenbreedte sneller roteren dan bij de evenaar en pool.
We gaan weer terug naar BP Piscium en de andere FK Com type sterren, die heel snel roterende oppervlaktelagen hebben. Daar concludeerden we dat dat kwam omdat er sprake was van het omgekeerde van de normale differentiële rotatie: het zijn daar de snel roterende magnetische veldlijnen die het plasma van de ster meeslepen. Datzelfde moet het geval zijn bij Hen 2-90 en bij de verschillende spun up B[e] superreuzen in de Magelhaense Wolk waarvan Michaela Kraus et al. gewag maken. Er was bij die spun up superreuzen dus geen sprake van een samensmelting met een metgezel-ster, maar er is daar sprake van een (grotendeels) uit gedegenereerde materie bestaande kern die zelf of al in een staat van snelle rotatie is, of nog in een staat van spin up is. De ongeziene metgezel-ster van die superreuzen is hun eigen kern.
Een omgekeerde differentiële rotatie van de gaslagen in de abnormale hemisfeer door een naar die hemisfeer weggedrukt snel roterend magnetisch veld, verklaart het ontstaan van de tong op een middenbreedte perfect. Hij breidt zich uit naar de evenaar en pool en strekt zich uit niet omdat hij bestaat uit de tong van de magnetische veldlijnen, maar omdat de veldlijnen op de middenbreedte nog steeds op die breedtegraad om de ster gewonden worden. (Analoog aan de wijze waarop de Atlantische Oceaan breder wordt omdat zich in de Midoceanische rug tussen beide platen lava naar boven perst.)

We hebben nu een aannemelijk model voor de verduistering van Epsilon Aurigae. Dat betekent dat we het onaannemelijke, contortionistische model van de op zijn rand geziene stofschijf die een ongeziene metgezel-ster omringd die op grote afstand in hetzelfde vlak als de stofschijf zijn omloopbaan om de hoofdster heeft, kunnen en mogen en moeten afkeuren: Er is geen stofschijf en de ongeziene metgezel-ster die omringd wordt door die niet-bestaande stofschijf, bestaat dus ook niet. Het is dus nogal logisch dat het spectrum van deze ster niet (aanmerkelijk) verandert tijdens een ‘eclips’: er is immers geen andere ster.
Waar komen dan nu die sporen van het licht van een B ster vandaan die door ultravioletsatellieten werden bespeurd? Wat ik heb meegenomen uit de gepresenteerde informatie over de klasse B sterren en over de subdwerg B ster is dit: helium. Dat element is wat er in de kern van een ster geproduceerd wordt door de waterstoffusie aldaar. Door turbulentie en convectie en vermenging kan het naar zijn buitenste lagen worden getransporteerd, alwaar het de ster in specifieke omstandigheden opaak voor het uittreden van licht en warmte kan maken.
We hebben te maken met een F type superreus aan het eind van zijn leven. Wat ooit een normale hoofdreeksster was, is opgezwollen tot het formaat van een superreus. Dat betekent dat de plasmadeeltjes in zijn buitenste lagen niet zo dicht op elkaar staan als voorheen. Het is dus alsof de latjes van een luxaflexgordijn verder uit elkaar staan: het plasmagordijn is meer doorzichtig geworden voor de kortgolvige straling van de kern binnenin. Die B ster is dus de heliumkern van Epsilon Aurigae die door zijn – semi-transparante – buitenste lagen gluurt. (Opmerkelijk is dat in 1937 de astronomen Gerard Kuiper, Otto Struve en Bengt Strömgren suggereerden dat Epsilon Aurigae een dubbelster is, bestaande uit een F2 superreus en een extreem koele semi-transparante metgezel-ster. Dat was mij bekend, maar ik kwam onafhankelijk daarvan tot mijn eigen conclusie.)
Omdat het om een ander oppervlak gaat met een andere dynamiek, zal die kern ook een andere radiale snelheid vertonen dan het oppervlak van de buitenste lagen van de ster. Die kern ook is de hete component van de ster, terwijl de buitenste lagen van de ster de koele component representeren. We moeten nu dan ook onmiddellijk concluderen dat alle ongeveer tweehonderd bekende symbiotische B[e] sterren met een koele en een hete component in hun spectrum geen dubbelsterren zijn, maar sterren waarvan de kern door hun buitenste lagen gluurt.

Wat zijn we nog verder aan beweerde dubbelsterren tegengekomen?

Laten we beginnen met de kortperiodieke dubbelsterren met hun onmogelijke banen in het dozijn binaire post-AGB sterren waarvan de periode bekend is, en laten we de kortperiodieke dubbelsterren met hetzelfde probleem onder de Ba sterren daaraan toevoegen. Als het onmogelijk is, dan is het onmogelijk. Die dubbelsterren bestaan dus niet. Het gaat in alle gevallen ook hier om de kern van een ster en diens buitenste lagen die de indruk wekken dat er sprake is van twee sterren, terwijl er daarentegen sprake is van de ster en diens kern. Door extensie mogen wij deze conclusie extrapoleren naar de langperiodieke dubbelsterren van dezelfde klassen, dus ook naar alle andere (heet stof) categorie II post-AGB sterren, die immers allemaal dubbelsterren zouden zijn.

Er is de hypothetische variabele circumstellaire roodwording waarvan wordt gedacht dat het het fotometrisch gedrag van de excentrische, dubbelster HR4049 met een periode van 429 dagen en een ongeziene metgezel van lage massa, en van de erop gelijkende dubbelster HD213985 met een periode van 270 dagen verklaart. (De helderheid en kleuren van HR4049 veranderen met de fase van de baanperiode.)
Waarnemingen aan HR4049 duiden op een verband tussen de toenemende uitdoving van UV licht en de aanwezigheid van kleine koolstofrijke deeltjes. Zijn ongeziene metgezel kunnen we op grond van eerdere overwegingen naar het rijk der fabelen verwijzen. De vraag wordt dan wat het fotometrische gedrag wel verklaart. Roodwording werd gesuggereerd. En ook leren we dat UV licht wordt uitgedoofd. Tja, als het kortgolvige UV licht wordt uitgedoofd, dan wordt het beeld natuurlijk rood. En die uitdoving komt klaarblijkelijke van een tijdelijke toename van kleine koolstofrijke deeltjes. De enige bron van die deeltjes is de ster zelf, dus of hij blaast er op zekere momenten met zijn zonnewind meer dan normaal van de ruimte in, of op zekere momenten neemt de hoeveelheid ervan in zijn buitenste lagen toe – en blaast hij ze later (verder) de ruimte in, waardoor de uitdoving van het UV licht afneemt.
Hans Van Wickel et al. kwamen voor HD213985 in 2000 op grond van radiale snelheidsmetingen op een periode van 259 dagen en verklaarden de baangerelateerde helderheidsveranderingen ofwel uit uitdoving, ofwel uit weerkaatsing (scattering). Later zullen we radiale snelheidsmetingen afwijzen als bewijs voor het bestaan van een dubbelster; dus ook hier gaan we uit van uitdoving door kleine koolstofrijke deeltjes en klaarblijkelijk is die gerelateerd aan de periode van 270 of 259 dagen. Als we aannemen (let op: een draak) dat de oppervlaktegassen van deze sterren snel roteren, dan zou die periode die van de ompoling van hun magnetische veld kunnen zijn. Daarbij komt energie vrij, koolstofdeeltjes worden bijgevolg de ruimte in geblazen en UV licht wordt uitgedoofd.

Het geeft te denken dat de vastgestelde dubbelsterperiode van HD44179 aan verandering onderhevig is. Vermits elke meting exact is geweest, kan dat natuurlijk niet: er is geen dubbelster. De periode betreft een ander proces dat kennelijk wel plotselinge wijzigingen qua tijdsduur kan ondergaan.
Het is een wet van Meden en Perzen dat de hoofdlobben van een planetaire nevel (bijna) altijd gelocaliseerd zijn op de magnetische as van het systeem. (Er kunnen nevenlobben op een andere as zijn, die ik in mijn astronomieboek niet heb geduidt en niet wist te duiden, maar enige tijd na publicatie realiseerde ik me dat dat een tweede magnetische as van de ster was, resulterend in een quadrupole magnetisch veld, de som van beide magnetische velden.) De uitspraak van Waelkens et al. dat deze lobben niet op de as van het systeem gelocaliseerd kunnen zijn, omdat er dan geen [spectroscopische] baanbewegingen waargenomen zouden kunnen worden, is natuurlijk de omgekeerde wereld. We dienen van de gebruikelijke situatie uit te gaan en vervolgens zuiver te redeneren: de lobben zijn gelocaliseerd op de as van het systeem. We kunnen dan geen baanbeweging waarnemen. Aangezien er toch spectroscopische afwijkingen – radiale snelheidsveranderingen – worden geconstateerd, moeten die dus een andere oorzaak hebben dan baanbewegingen. Die andere oorzaak is vermoedelijk het pulseren van de kern of van één van diens omringende schillen, en van de buitenste laag van de ster. Wij gaan uit van een feit: namelijk van de gebruikelijke situatie. Waelkens et al. gingen uit van de interpretatie van een feit: namelijk dat de gemeten radiale snelheidsveranderingen werden veroorzaakt door de baanbewegingen van een dubbelster. Als gevolg van hun foutieve overtuiging van het bestaan van de metgezel-ster, trokken zij een foute conclusie betreffende de non-axiale locatie van de lobben.
Aangezien er geen dubbelster is, is er ook geen sprake van inferieure en superieure conjuncties. Er is gewoon sprake van een lichtminimum en van een lichtmaximum.
Hoe kan dan het fotometrisch gedrag van HD44179 wel verklaard worden? We zouden er om te beginnen vanuit kunnen gaan dat de periode van 300 of 318 dagen van HD44179 net zoals we dat bij HR4049 en HD213985 vermoeden, de periode is van de ompoling van zijn magnetische veld; het fotometrische gedrag van HD44179 is daarmee dus in fase. Kennelijk komt er ofwel niet voldoende energie vrij tijdens de ompoling van HD44179 om effecten als bij HR4049 en HD213985 te veroorzaken, ofwel deze komt wel vrij maar veroorzaakt geen verandering in de bestaande situatie. We weten al dat de ster relatief heet is, omdat hij immers de Red Rectangle laat oplichten; een beetje meer hitte zal daar weinig aan toevoegen en veranderen.
De eerste mogelijkheid die ik te bieden heb is die van magnetisch koolstof, dat bij duizend graden via pyrolysis aangemaakt kan worden; net de temperatuur van een rode reus. De koolstofkorrels die in de atmosfeer van de ster condenseren, zullen zich indien ze bestaan uit magnetisch koolstof richten naar het magnetische veld in de buitenste lagen en kunnen zo het (UV) licht dat de ster uitstraalt in variabele mate uitdoven. (Aangezien dit een selectief proces is, zullen we dan echter een spectrumverandering – die niet optreedt – verwachten.)
De andere mogelijkheid die ik bied is dat naarmate de veldlijnen tijdens het omwinden van de ster dichter bij elkaar komen te liggen, zich er meer zonnevlekken voordoen die de ster zullen verduisteren. Aangezien zonnevlekken bij onze zon cyclisch in aantal toe- en afnemen, zou dat de lichtvariatie bij HD44179 perfect verklaren. Deze verklaring heeft mijn voorkeur.

De radiale snelheidsmetingen die suggereren dat alle bariumsterren dubbelsterren zijn, detecteren in feite de verschillende radiale snelheden van de buitenste lagen van deze sterren en die van hun kern. De aanwezigheid van een witte dwerg die door de Internationale Ultraviolet Explorer werd bespeurd in sommige barium stersystemen moet in feite de kern van deze sterren zijn die door hun buitenste lagen gluurt.
Alle CH sterren zijn dubbelsterren die de populatie II homologen van de Ba sterren zijn. Aangezien voor hen daarom hetzelfde geldt als voor de bariumsterren, moeten we dus concluderen dat ook de CH sterren geen dubbelsterren zijn, maar sterren in hetzelfde evolutionaire stadium waarvan de kern door hun buitenste lagen gluurt.

Er is nogal wat te doen om de Lambda Boötis sterren. Het kostte me flinke moeite om er informatie over te vinden. (Uiteindelijk vond ik veel informatie op een A.S.A.P. pagina waarop de naam van Ulrike Heiter vermeld wordt.) Ondanks hun metaal-depletie en het feit dat enkele ervan spectroscopische dubbelsterren zijn, lijken ze me niets te maken hebben met de sterren waarover dit artikel voornamelijk gaat. Pas toen ik leerde dat ze nauwelijks roteren en een kleine radiale snelheid hebben, begon ik een begin van een vermoeden te krijgen. Even later vond ik een bevestiging: ze zijn non-magnetisch. Dus kan ik teruggrijpen op de theorie die ik een dozijn jaar geleden in mijn astronomieboek ontwikkelde: Er zijn geen convectiecellen (ook de kleine radiale snelheid is daar een aanwijzing van) en er worden dus geen ionen geproduceerd. En omdat er geen ionen zijn en geen rotatie, is het gevolg dat er geen elektrische stromen optreden en er dus ook geen magneetveld is. Omdat er geen convectiecellen zijn, is er geen menging van de buitenste en diepere lagen van de ster; er worden dus geen zwaardere elementen naar het oppervlakte van de ster getransporteerd. Zwaardere atomen zullen bij afwezigheid van menging juist door gravitationele separatie naar het binnenste van de ster wegzinken; dat is dus de oorzaak van de depletie in de buitenste lagen van deze sterren. (In de non-magnetische AmFm sterren, die tot 500 keer meer zware elementen in hun oppervlaktelaag hebben dan normaal, vindt een vergelijkbare gravitationele scheiding van wegzinkend helium plaats.) Het is te vergelijken met een zweefvliegtuig dat opgetild wordt door thermiek: als de thermiek wegvalt, valt het zweefvliegtuig noodgedwongen naar beneden.
Blijft natuurlijk de vraag waarom deze sterren geen convectiecellen en geen rotatie hebben.
Rotatie krijgen sterren mee bij hun ontstaan wanneer ze massa en hoeksnelheid accreteren. De wet van behoud van hoeksnelheid eist dat die altijd constant is. Als er geen rotatie is, als de hoeksnelheid nul is, dan moet die elders hoog zijn: ofwel vanwege samentrekkende en sneller roterende binnenste lagen, ofwel door het opzwellen van (binnenste) lagen of van de kern van de ster. Opzwellen verwachten we echter alleen bij verhitting.
Convectiecellen verwachten we ook bij verhitting. De afwezigheid van convectiecellen impliceert daarentegen dat de energievoorziening nagenoeg gestopt is.
Daar staat weer tegenover dat door opzwelling de gasdeeltjes verder uit elkaar komen te liggen, waardoor de ster transparanter wordt en meer licht en hitte kwijt kan aan de ruimte; dat zou convectiecellen overbodig maken. Deze mogelijkheid/draak trekt me nog het meest, ook al omdat het om dwergsterren gaat, die hun licht en hitte makkelijker kwijt kunnen aan de ruimte dan grotere sterren – maar wellicht fluit een deskundige me terug.
Het pulseren van veel van deze sterren zou kunnen duiden op een soortement oscillerende hik: een gaslaag krimpt totdat een grenswaarde voor kernfusie wordt bereikt, warmt op en zet uit totdat kernfusie onmogelijk wordt, koelt af en krimpt dan weer, waarna de oscillatie zich herhaalt. (Zodadelijk zullen we echter tot een beter mechanisme komen bij de RV Tauri sterren, dat ook op de Lambda Boötis sterren van toepassing moet zijn.)

De alternerende diepe en ondiepe minima van de lichtcurves van de RV Tauri sterren zijn intrigerend, evenals hun twee fotometrische klassen: RVa sterren met een constante gemiddelde helderheid, en RVb sterren met een variabele gemiddelde helderheid.
Bij een aantal van deze sterren is geconstateerd dat het dubbelsterren zijn op grond van radiale snelheidsmetinegn, waaronder bij de RV Tauri ster AC Her, die een wijde dubbelster met een periode van 1196 dagen zou zijn. Wijd is ver weg van de hoofdster en dunkt me dus van minder belang te zijn. Het dunkt me waarschijnlijker dat de verschillende radiale snelheden van de oppervlakte van de hoofdster en van diens kern (of een binnenste laag) gemeten zijn. Datzelfde geldt voor de beweerde (F2ep Iab + B8:) dubbelster CD -30 5135.
Bij mijn weten zijn er bij de type II Cepheïden alleen bij enkele van de RV Tauri sterren op grond van radiale snelheden dubbelster(beweging)en geconstateerd. Mijn conclusie is dat deze dubbelsterren niet bestaan en alleen zwaarwegende nieuwe feiten zullen mij van het tegendeel kunnen overtuigen. En datzelfde geldt ook voor alle andere sterren waarbij op grond van radiale snelheidsmetingen metgezel-sterren worden vermoed.
De langperiodieke variabiliteit van RVb sterren zoals die van 1100 dagen van RV Tauri wijt ik net zoals bij HD44179 aan het periodiek toe- en afnemen van het aantal zonnevlekken als functie van de fase van het magnetische veld van de sterren.
Het ontbreken van langperiodieke variabiliteit van RVa sterren impliceert daarom dat ze geen zonnevlekken produceren. De toestand van deze sterren gelijkt dus op die van het Maunder Minimum, de periode van de jaren 1645 tot 1715 waarin onze Zon nauwelijks zonnevlekken produceerde, en dat plaatshad in het midden van de Kleine IJstijd. Gedurende de laatste achtduizend jaar zijn er bij onze Zon achttien van dergelijke periodes opgetreden. Aangezien het optreden van zonnevlekken gecorreleerd is met en veroorzaakt wordt door de sterkte van het magnetische veld van een ster, moeten we concluderen dat de RVa sterren verkeren in een tijdelijke fase van vrijwel geen magnetische activiteit en dat ze zullen veranderen in RVb sterren zodra die fase van geen of een zwak magnetisch veld eindigt. Tevens concludeer ik – zoals ik al eerder deed in mijn astronomieboek op grond van andere overwegingen – dat de Aarde energie verkrijgt uit het magnetische veld van de Zon en dat de Kleine IJstijd begon op het moment of kort na het moment dat de het magnetische veld van onze Zon verdween of sterk verzwakte. (Ik vraag me af of er tijdens de Kleine IJstijd ook een verminderde vulkanische- en aardbevingsactiviteit was.) Het begin van een toekomstige, nieuwe Kleine IJstijd voorspelt dus dat er zich wat later een zonnevlekken minimum zal voordoen. De voor de hand liggende verklaring voor het tijdelijk afwezig of sterk verzwakt zijn van het magnetische veld van sterren, is dat het wordt veroorzaakt door het hiervoor besproken Lambda Boötis mechanisme.
Dan resten er nu nog twee RV Tauri-problemen: 1. De alternerende minima, en 2. De nonlineariteit van die minima. Zoveel is duidelijk: dat de kort-periodieke variaties van de RV Tauri sterren veroorzaakt worden door