Vogelbekdiersterren

door Dirk Bontes

copyright © 2011 door Dirk Bontes

 

BP Piscium (BP Psc, ook bekend als StHα 202), op duizend lichtjaar afstand in het sterrenbeeld Pisces (Vissen), is een veranderlijke ster die zelf niet waarneembaar is in zichtbaar of nabij infrarood licht. Hij heeft een schijnbare massa van 1,8 zonsmassa’s. Pas sinds 2008 verschijnen er wetenschappelijke artikelen die specifiek aan deze ster zijn gewijd, alhoewel hij naar het schijnt al in 1995 bestudeerd werd.

 

Aangenomen dat zijn massa inderdaad 1,8 zonsmassa’s is, wat is dan (volgens Wikipedia) de normale evolutie voor een ster van een half tot tien zonsmassa’s als BP Piscium (en onze zon)? Gedurende hun leven als normale ster wordt in hun kern waterstof tot helium gefuseerd. Wanneer het waterstof in de kern op is, begint de kern te krimpen. Door te krimpen wordt de kern heter. De hetere kern verhit een waterstofschil om de kern die daardoor op zijn beurt waterstof tot helium gaat fuseren. Door de bij deze schilfusie geproduceerde warmte zetten de buitenste lagen van de ster uit tot het formaat van een rode reus, waarvan de omvang tot nabij of voorbij de baan van de Aarde reikt. De kern blijft onderwijl krimpen, totdat de krimp enkele miljoenen jaren later door de druk van gedegenereerde elektronen wordt gestopt. (Hij is dan wel samendrukbaar, en mocht hij zwaarder worden door massa-accretie, dan wordt hij door die samendrukking juist kleiner.) Vreemd genoeg blijft de kern dan warmer worden, totdat hij zo heet is dat hij helium tot koolstof en tot zuurstof kan fuseren. Bij lichte sterren wordt alle helium in een keer gefuseerd – resulterend in een heliumflits – en bij zwaardere sterren gebeurt het geleidelijk. Zodra de ster in de kern helium begint te fuseren, krimpt hij en is hij niet langer een rode reus. Na een paar miljoen jaar als rode reus te hebben bestaan, werpen de lichtere sterren zoals de zon – wanneer alle helium in de kern is gefuseerd tot koolstof en zuurstof – vervolgens hun buitenste lagen af en blijft er een naakte kern en een planetaire nevel achter; de kern gaat dan verder door het leven als een witte dwerg.

 

Het licht van BP Piscium wordt geblokkeerd door een circumstellaire schijf van gas en moleculaire stof, waarvan we op Aarde vrijwel uitsluitend de rand zien. De ster viel in eerste instantie op omdat hij wordt vergezeld van Herbig Haro objecten, hetgeen plekken oplichtend interstellair gas zijn, waar twee door de ster uitgezonden bipolaire, smalle jets in het gas rammen en zodoende licht-emissie veroorzaken. De jets zijn ieder ongeveer een lichtjaar in lengte. De keten van Herbig Haro objecten heeft gezien vanaf de Aarde een lengte van tien boogminuten. Nadere bestudering bracht de stofschijf aan het licht, die zeer helder infrarood licht uitstraalt, en die daarmee verantwoordelijk is voor 75 procent van de vanaf de Aarde waargenomen stralingsenergie van de ster. De stofschijf heeft een diameter van minder dan 0,2 boogseconden; ofwel – bij een geschatte afstand tot BP Piscium van duizend lichtjaar – een straal van 180 maal de afstand Zon-Aarde (180 Astronomische Eenheden). De stofschijf zou een massa van vijftig maal die van de Aarde hebben, alhoewel een andere bron de waarde van minimaal een tiende van de massa van Jupiter noemt, hetgeen zou neerkomen op minimaal ongeveer 32 Aardmassa’s. In de stofschijf zouden zich nieuwe planeten kunnen vormen. Recentelijk heeft de Spitzer Space Telescope aanwijzingen gevonden voor het bestaan van een gasreus in de stofschijf.

 

Om te beginnen hadden de astronomen vanwege het verborgen bestaan van BP Piscium er geen idee van om wat voor type ster het ging, noch van zijn leeftijd of van zijn afstand tot de Aarde. Herbig Haro objecten, bipolaire jets en een equatoriale schijf van stof en gas zijn echter allemaal kenmerken van jonge sterren die nog in hun geboorteproces verkeren: zogenoemde T Tauri sterren. Zulke jonge sterren verkrijgen nog meer massa en hoekimpuls door het invallen van materiaal uit de accretieschijf. Volgens één model wordt negentig procent van het materiaal dat naar de ster valt, aan de ster toegevoegd en wordt tien procent van het materiaal via de jets afgestoten, versneld door het magnetische veld dat de roterende accretieschijf opwekt. Volgens schattingen van jets en accretieschijven bij andere sterren, wordt echter slechts een paar procent van het invallende accretiemateriaal via de jets uitgestoten.

Toch zaten de astronomen, die geleidelijk nieuwe informatie verzamelden, een aantal zaken niet lekker. De stofschijf van BP Piscium is veel compacter en bevat veel meer warm circumstellair stof dan die van T Tauri sterren als TW Hya en V 4046 Sgr (op nabije afstanden van 59 en 80 parsec). Jonge sterren worden gewoonlijk in grote aantallen tegelijk in ‘kraamkamers’ geboren. Er waren echter geen andere jonge sterren in de buurt van BP Piscium, noch een stervormende nevel. Jonge sterren hebben een relatief hoog gehalte aan het element lithium in hun atmosfeer, dat geleidelijk naar het binnenste van de ster afdaalt en daar gefuseerd wordt tot zwaardere elementen. Oude sterren hebben daardoor weinig lithium in hun atmosfeer – en BP Piscium had weinig lithium in zijn atmosfeer: zeven keer minder dan verwacht van een jonge ster. In 1996 gaf een radiospectrum van de ster aan dat er zich koolmonoxide – dat niet voorkomt bij jonge sterren – in een rondcirkelende ring bevond, maar de spectraallijnen waren niet erg dik en dat betekende dat die stofschijf veel minder massief was dan de stofschijven rond T Tauri sterren; de stofring van TW Hya heeft dertig keer meer massa en die van sommige jongere T Tauri sterren nog eens minstens tien keer meer. Er werden emissielijnen van 12CO en 13CO en mogelijk – in tegenstelling tot de sterke emissielijnen van jonge sterren met weinig massa – zeer zwakke lijnen van HCO+ en CN waargenomen in de stofschijf; emissielijnen van HCN, H2CO, en SiO werden niet gezien.

Genoemde zeer zwakke emissielijnen suggereerden een lage graad van moleculaire ionisatie door  Röntgenstraling in de stofschijf van BP Piscium. Jonge sterren produceren daarentegen overvloedig Röntgenstraling. Ook lijkt de straal en de zwakke oppervlaktezwaartekracht van BP Piscium op die van een oude, rode reuzenster en niet op die van een jonge ster.

Onlangs observeerde het team van Joel H. Kastner BP Piscium een gehele dag met de Chandra X-ray ruimtetelescoop. Chandra zag als eerste instrument de ster zelf: ze namen achttien Röntgenstralen waar, ofwel afkomstig uit de corona, ofwel uit interacties tussen ster en stofschijf; een jonge ster zou er in dezelfde periode honderden, zo niet enkele duizenden produceren. Kastner stelt vast dat de geproduceerde hoeveelheid Röntgenstraling vergelijkbaar is met die van oude, snel roterende reuzensterren met oppervlaktetemperaturen die overeenkomen met die van BP Piscium. De logaritme van de verhouding tussen Röntgenstraling en de bolometrische (= totale) luminositeit was kleiner dan welke typerend is voor jonge sterren met weinig massa, maar paste bij de waarde voor de kleine groep oude, snel roterende (FK Com[ae Berenices]-type) G reuzensterren. En ook Chandra zag geen cluster jonge sterren in de nabijheid.

Om bovenstaande redenen hebben de betrokken astronomen daarom geleidelijk aan geconcludeerd dat hun vermoeden dat BP Piscium geen jonge, maar een oude ster is, correct is. Ze menen nu dat BP Piscium een rode reus is, die omstreeks een miljard jaar oud is. (Omdat hij bijna twee keer zo zwaar is als onze zon, is zijn leven als normale hoofdreeksster sneller verlopen.)

 

FK Com (HD117555) is het prototype van een kleine groep G-K reuzensterren – met name FK Com, V1794 Cyg (HD199178), en YY Men – die snel roteren en die in 1981 voor het eerst werden beschreven; FK Com doet 2,4 dagen over een rotatie, of althans diens zonnevlekken doen dat. Ze hebben heel veel zonnevlekken, die tot meer dan de helft van het oppervlak kunnen beslaan, en magnetische velden met een grote veldsterkte van enkele duizenden Gauss. Ze hebben een grote stellaire activiteit met veel zonnevlammen. Ook wordt een flip-flop effect vermoed, waarbij de stellaire activiteit periodiek 180 graden van lengtegraad verspringt. (In FK Com zijn de variaties in de lengtegraad van de grote zonnevlek Spot1 nauw gecorreleerd met variaties in de minimum lichtfases, die een quasiperiodieke cyclus van 5,8 jaar hebben; een flip-flop kon niet bevestigd worden en de onderzoekers vermoeden dat er sprake is van normale migratie.) Dit is dus het soort ster dat BP Piscium zou zijn, en we mogen vermoeden dat de zonnevlekken de oorzaak van de lichtvariabiliteit van de ster zijn.

Bovenstaande is echter allemaal in tegenstelling tot wat van sterren in het reuzenstadium aan het einde van hun leven als normale ster verwacht wordt, want wanneer zo’n ster opzwelt tot reuzenformaat, zou hij wegens de wet van behoud van hoekimpuls helemaal niet mogen roteren, en bij afwezigheid van rotatie zou ook zijn magnetische veld zwak moeten zijn.

Er wordt verondersteld dat de magnetische activiteit van de ster wordt veroorzaakt door een dynamo-effect dat aangedreven wordt door diens snelle rotatie, en dat die snelle rotatie op zijn beurt het gevolg is van het verzwelgen door BP Piscium (en andere FK Com-type sterren) van een grote planeet of zelfs een kleine ster op het moment dat de buitenste gaslagen van de ster uitdijden tot het formaat van een rode superreus, waarbij massa en hoekimpuls zou zijn overgedragen aan BP Piscium. Het bestaan van dergelijke voormalige metgezellen is echter onbewezen.

Die veronderstelde kannibalisering door BP Piscium van een grote planeet of kleine ster, zou volgens de hypotheses ook de stofschijf en de bipolaire jets verklaren, waarbij een deel van de materie van de – ongeziene – metgezel bij het verzwelgen door BP Piscium zou zijn uitgeworpen en zodoende de stofschijf zou hebben gevormd.

 

Wat is er nu echt aan de hand? Dat het “ster vernietigt en eet begeleider” model van de betrokken astronomen niet correct is, dat was me al onmiddellijk duidelijk. Midden jaren negentig ontdekte ik immers de intrasterren in de Mira-type rode superreuzen. Wanneer de proto-Mira-type ster opzwelt tot rode superreus en daarbij een planeet verzwelgt, wordt die planeet niet vernietigd, maar pakt hij massa af van zijn gastheer en groeit daardoor totdat hij zo zwaar is dat hij spontaan zelf waterstof begint te fuseren en als ster geboren wordt – binnen het ijle lichaam van de Mira-type ster. Van lichtere sterren als BP Piscium, die aan het eind van hun leven als normale hoofdreeksster evolueren tot rode reuzen, verwacht en geloof ik dus ook dat een daarbij verzwolgen hypothetische planeet niet zal worden vernietigd.

Niettemin: een uitdijende ster die een planeet verzwelgt. Ik galoppeerde enthousiast mee met de betrokken astronomen op mijn stokpaardje: een verzwolgen planeet is een intraplaneet en die evolueert tot intraster! Het zou dan mooi de bipolaire jets verklaren.

Niet dus. Na twee dagen informatie verzamelen en werken aan dit artikel begon ik steeds meer aan mijn intrastermodel voor BP Piscium te twijfelen. Ik heb overtuigende argumenten voor de intrasterren in Mira-type rode superreuzen, maar die heb ik niet voor BP Piscium, noch voor de andere FK Com-type sterren. In feite is er geen enkel overtuigend bewijs dat de FK Com-type sterren een begeleider hebben gehad om te verzwelgen. Ik besefte dat deze sterren vreemde eenden in de bijt zijn: vogelbekdieren. Vanwege hun eendensnavel menen de deskundigen dat het de hun bekende eenden zijn, maar in werkelijkheid zijn het een heel ander soort beest.

Was het mogelijk om de opmerkelijke fenomenen op een andere en consistente manier te interpreteren? Ik piekerde en concludeerde: ja. Laten we eens beginnen met de lage Röntgenactiviteit. Die straling gaat wel overal doorheen, maar hij is kortgolvig en zal dus snel geabsorbeerd worden door een atmosfeer en stof. Onze zon heeft Röntgenactiviteit, maar zouden we die straling nog steeds waarnemen als de weliswaar ijle buitenste lagen van een rode reus de volledige afstand tussen de zon en de Aarde vullen? Ik meen van niet. Het is dus best mogelijk dat er diep in BP Piscium en de andere FK Com-type sterren sprake is van een hoge Röntgenactiviteit.

De bipolaire jets zijn makkelijk: er is sprake van een krachtig magnetisch veld en van materie die op de ster invalt uit de accretieschijf, en dan krijg je bipolaire jets die enkele procenten van het invallend materiaal bevatten.

Voor de herkomst van die circumstellaire schijf van gas en stof moeten we opnieuw bij de ster en zijn magnetische veld zijn. De enige bron van dit materiaal kan immers uitsluitend de ster zelf zijn. En hoe stoot hij dit materiaal uit? Telkens wanneer zijn krachtige magneetveld periodiek ompoolt, waarbij het veld oplost en de magnetische noordpool verandert in de magnetische zuidpool en vice versa, komt een enorme hoeveelheid energie vrij, waardoor hij een deel van zijn buitenste lagen in alle richtingen in de ruimte zal verdampen. BP Piscium wordt volgens dit model dus omgeven door een bol van stof en gas. Alle deeltjes in deze bol zijn nog steeds in omloop om de ster, parallel aan diens equatoriale vlak. Door hun onderlinge zwaartekracht zullen deze deeltjes neer regenen tot in dat equatoriale vlak, waardoor daar de stofring ontstaat. De stofring op zijn beurt valt weer naar de ster toe. Het hele systeem is dus in zekere zin analoog aan de kringloop van water op Aarde: zee, verdamping, wolken, regen, rivieren, zee.

Ook voor de snelle rotatie van de FK Com-type sterren moeten we bij het sterke magnetische veld van de ster zijn. In onze zon is er sprake van differentiële rotatie van het plasma in de buitenste lagen: op lagere breedtegraden roteert het plasma sneller dan op hogere breedten. Bij die differentiële rotatie worden de magnetische veldlijnen die zich in dat plasma bevinden, meegesleurd. Andersom kan dat natuurlijk ook: een snel roterend magnetisch veld zal plasma met zich meesleuren. Dat is dus de oorzaak van de snelle rotatie van de FK-Com-type sterren: hun sterke magnetische veld roteert heel snel en sleurt daarbij het plasma in de buitenste lagen met zich mee.

En dat roept de vraag op waarom het magnetische veld überhaupt en dan nog zo snel roteert – en waarom het zo sterk is. De wet van behoud van hoekimpuls is immers onverbiddelijk: wanneer een ster uitdijt tot rode reus, moet hij stoppen met roteren, of in ieder geval zo langzaam roteren dat het nauwelijks waar te nemen is. Dat geldt echter alleen voor zijn uitgedijde buitenste plasmalagen. Indien de kern inkrimpt, vereist de wet van behoud van hoekimpuls dat die de kern sneller gaat draaien. Door het sneller roteren van de kern zullen er grotere elektrische stromen optreden, die op hun beurt een sterk magnetisch veld opwekken. De magnetische veldsterkte van witte dwergen blijkt een bereik te hebben van tweeduizend Gauss tot een miljard Gauss. De magnetische veldsterkte van BP Piscium valt dus net binnen het minimum van dat bereik.

 

Waarom houdt BP Piscium zich niet aan het Wikipedia-model? Waarom roteert de kern zo snel? Is de heliumflits al gebeurd?

 

De siderische rotatie aan de evenaar van onze zon duurt 24,47 dagen.

Asteroseismologie door C. Karl et al. heeft aangetoond dat witte dwergen van het (pulserende) type ZZ Ceti een rotatieperiode van circa één dag hebben, en daarmee relatief langzaam roteren. Theoretische modellen van N. Langer voorspellen dat de rotatiesnelheid van witte dwergen tussen twee en tien kilometer per seconde is wanneer wordt aangenomen dat ze worden vertraagd door hun magnetische veld, terwijl – in strijd met de waarnemingen – ze bij afwezigheid van zo’n magnetisch veld tien tot honderd keer sneller zouden roteren.

 

Er is nu voldoende informatie om conclusies te trekken. De heliumflits is al gebeurd. BP Piscium houdt zich wel aan het evolutiemodel – met een uitbreiding. De krimpende en roterende kern is inmiddels al ingestort tot (grotendeels) gedegenereerde materie. De wet van behoud van hoekimpuls eist dat de krimpende en roterende en instortende kern sneller gaat roteren. Zijn magnetische veld neemt daardoor in sterkte toe en zijn veldlijnen sleuren de aanliggende waterstofschil mee. Er ontstaan daardoor grotere elektrische stromen en een nog sterker magnetisch veld. Het waterstof en helium uit die aanliggende schil valt naar beneden op de kern en een deel van die invallende materie wordt via de bipolaire jets weggeschoten, waardoor de atmosfeer van de ster in beroering wordt gebracht. Er ontstaan bijgevolg nabij de kern mogelijk convectiecellen die nog meer verse materie aanvoeren. De bipolaire jets die door de buitenste lagen van de ster rammen, veroorzaken door die botsingen zelf kernfusies.

De kern, die een infuus van nieuwe waterstof krijgt, blijft zelf nog steeds waterstof tot helium fuseren. De invallende materie draagt hoekimpuls over en daardoor gaat de kern nog sneller draaien en wordt zijn magneetveld nog sterker, en tegelijkertijd blijft hij door zijn toenemende massa nog verder krimpen, hetgeen eveneens zijn rotatie versnelt. Hij verkeert dus momenteel in een fase van spin up. Het mooie van deze hypothese is dat hij alle opmerkelijke aspecten van BP Piscium verklaart, inclusief de overdracht van hoekimpuls aan de kern. Invallende materie van de stofschijf is dan eigenlijk niet nodig om de bipolaire jets te verklaren. Op zeker moment kan de gedegeneerde kern zo heet worden dat zijn zonnewind het invallen van materie stopt.

Volgens mijn theoriën uit 2000, zullen de buitenste lagen van deze sterren door overdracht van energie van de gedegenereerde kern via de magnetische veldlijnen naar die buitenste lagen, worden geïoniseerd, met als uiteindelijk gevolg dat ze door een immens sterke afstotende elektrostatische kracht als planetaire nevel de ruimte in worden geworpen – maar voordat dat gebeurt bij BP Piscium, zal de kern eerst nog minstens twee keer zo snel moeten roteren.

 

 

Referenties: Molecules in the circumstellar disk orbiting BP Piscium. J.H. Kastner et al. A&A 486, 239-244 (2008) en Chandra X-ray Detection of the Enigmatic Field Star BP Psc. J.H. Kastner et al. Astrophysical Journal Letters 719(1) L65 (10 Aug 2010) en Gas and Dust Associated with the Strange, Isolated Star BP Piscium. B. Zuckerman et al. The Astrophysical Journal 683 (2008) 1085. Rotation Velocities of DA White Dwarfs with Convective Atmospheres. C. Karl et al. 15th European Workshop on White Dwarfs. ASP Conference Series, Vol. 334, 2005. Rotation in White Dwarfs: Stellar Evolution Models. N. Langer. 15th European Workshop on White Dwarfs. ASP Conference Series, Vol. 372, 2007.