En gruppe astrofysikere fra Aarhus Universitet lytter til stjernernes musik. Ud fra lydbilledet kan de måle og veje stjernerne med imponerende præcision. Med teknikken kaldet asteroseismologi får de også et unikt indblik i en stjernes indre og kan for eksempel finde ud af, hvor langt den er nået i sin udvikling.

Af Henrik Bendix, videnskabsjournalist. Vidmere.dk

Mennesket har altid været fascineret af de lysende prikker, der dukker op på en skyfri nattehimmel. Fascinationen har været forbundet med undren, for det har ikke været nemt at gennemskue, hvordan stjernerne egentlig fungerer. Først i løbet af det seneste århundrede er vi for alvor begyndt at forstå, hvordan stjerner opstår, hvor de får deres energi fra, og hvordan de udvikler sig. Den simple forklaring lyder således:

Stjerner dannes, når en stor interstellar sky af gas og støv begynder at falde sammen. Til at starte med kan sådan en gassky have en masse svarende til mange tusinde gange Solens masse og en udstrækning på adskillige lysår. Temperaturen er helt nede på cirka 10 kelvin i skyen, der fortrinsvis består af hydrogenmolekyler, og der er stof nok til masser af stjerner.

Hvor stoftætheden er højest, kan dele af gasskyen begynde at falde sammen under sin egen tyngde. I takt med, at stadig mere gas samler sig, stiger trykket og temperaturen. Gassen kollapser til et varmt, kugleformet objekt, som kaldes en protostjerne.

Hvis koncentrationen af stof bliver så høj i centrum af gasskyen, at temperaturen kommer op i omegnen af 10 millioner grader, bliver det muligt for hydrogenkerner – protoner – at smelte sammen. I en proces, hvor fire protoner fusionerer og ender som én heliumkerne, frigives den energi, som kendetegner stjernerne.

Energien transporteres fra kernen til stjernens yderste lag. Fusionsenergien fra stjernens indre ender som synligt lys og andre former for elektromagnetisk stråling, som stjernen sender ud i verdensrummet.

Tyngdekraften vil stadig forsøge at presse stjernestoffet sammen, men kollapset stoppes af trykket fra den varme gas, der bliver tilført ny energi i samme takt, som den forsvinder ud i rummet. Stjernen finder en balance mellem tyngdekraften og trykket – en hydrostatisk ligevægt, som opretholdes, så længe stjernen kan fusionere hydrogen til helium i kernen.

Dette simple billede af, hvad der foregår i stjernerne, kunne fysikerne stykke sammen i første halvdel af 1900-tallet, hvor der begyndte at komme kød på stjernemodellerne. Nu forsøger astrofysikerne fra Stellar Astrophysics Centre, der hører under Institut for Fysik og Astronomi på Aarhus Universitet, at tilføje flere detaljer til billedet.

»På Stellar Astrophysics Centre arbejder vi med den brede forståelse af stjerner, fra lige efter de er dannet, til de nærmer sig deres sidste tid,« fortæller professor Hans Kjeldsen og fortsætter:

»Vi bygger computermodeller af alle slags stjerner – store og små, unge og gamle, fra begyndelsen til slutfasen. Vi tester så, om egenskaberne for stjernerne i computermodellen er i overensstemmelse med den virkelige verden.«

Lydbølger farer rundt i stjernerne

Når teorien skal afstemmes med virkeligheden, er der brug for observationer, og det er ikke nemt at kigge ind i stjernerne. Astrofysikerne har kun det lys, der kommer fra de yderste lag af stjernerne, at gå ud fra. Ud fra det må de forsøge at danne sig et billede af, hvad der sker i stjernernes indre.

Forskerne fra Stellar Astrophysics Centre har specialiseret sig i at lytte til stjernernes musik. De måler lydbølger, der udbreder sig i stjernerne, ved at kigge på dem udefra. Med asteroseismologi kan forskerne få viden om stjernernes indre på omtrent samme måde, som jordskælvsbølger giver et indblik i Jordens indre.

»Asteroseismologien er en metode til at undersøge stjernernes struktur. Vi måler, hvordan stjernerne pulserer, og vi bruger målingerne til at teste vores stjernemodeller. På den måde kan vi skabe et detaljeret billede af stjernernes udvikling,« fortæller Hans Kjeldsen.

»I modellerne kan vi regne ud, hvad lydens hastighed må være inde i forskellige stjerner, og dermed hvad tonerne, frekvenserne, for svingningerne i en stjerne er. Så kan vi sammenligne med observationer og se, om der er i overensstemmelse med modellen – om lydbilledet passer. Hvis ikke, må vi justere modellerne.«

Målinger af stjerneskælv har vist sig at være et kraftfuldt værktøj til at få information om stjernerne. Hvis dataene er gode nok, så svingningerne ikke forsvinder i støj, kan astrofysikerne beregne stjernens masse og radius med ganske stor præcision. For stjerner, der minder om Solen – ikke alt for store, og heller ikke alt for små – kan radier måles med 1-2 procents nøjagtighed, og masserne kan afgøres med en nøjagtighed på 3-4 procent.

Metoden kan også bruges til at aldersbestemme en stjerne, fortæller Hans Kjeldsen:

»Man kan sjusse sig frem til en stjernes alder ud fra dens lysstyrke og masse, men hvis vi skal kende alderen i detaljer, skal vi se ind i maven på stjernen. Det kan vi kun gøre med asteroseismologi, og det er den helt store styrke ved metoden.«

I takt med, at en stjerne bliver ældre, øges lysstyrken langsomt. Da Solen var ung, lyste den for eksempel kun 70 procent så kraftigt, som den gør i dag. Så ved at måle lysstyrken af en stjerne kan man få en idé om dens alder, men det kræver, at man kender dens masse. En stjernes lysstyrke afhænger nemlig først og fremmest af dens størrelse, og hvis man kun har lysstyrken at gå efter, er det nærmest umuligt at vide, om der er tale om en gammel stjerne eller en ung stjerne, der blot er lidt større – de lyser lige kraftigt.

I asteroseismologien udnytter forskerne, at energiproduktionen i stjernens indre ændrer på kemien i kernen, idet hydrogen løbende bliver til helium. Lydens hastighed afhænger af mediet og dermed forholdet mellem hydrogen og helium, så frekvenserne af stjernesvingningerne ændrer sig, efterhånden som stjernen ældes.

Med metoden kan forskerne skabe sig et billede af en stjernes struktur, der er så detaljeret, at de kan afgøre, hvor længe den har fusioneret hydrogen til helium i kernen. De kan måle sig frem til en stjernens alder med langt større nøjagtighed, end det ellers er muligt.

Heliumfusion kan identificeres

Astrofysikerne kan følge med i stjernernes udvikling, også når de løber tør for hydrogen i kernen. Når det sker, trækker kernen sig sammen, og stjernen begynder at fusionere hydrogen til helium i en skal uden om kernen, der nu kun består af helium. Stjernen svulmer op, og overfladetemperaturen falder – den er på vej til at blive en rød kæmpestjerne.

»Med asteroseismologi kan vi tydeligt se, om en stjerne er færdig med at fusionere hydrogen i kernen. Stjernen går ikke til grunde, når det sker, men den ændrer sig. Vi har for eksempel holdt øje med stjernen μ Herkules igennem ni år. Den viser os, hvordan Solen kommer til at se ud om fem milliarder år,« siger Hans Kjeldsen.

»Stjernerne har svingninger svarende til et simpelt musikinstrument, for eksempel et blæseinstrument, hvor der dannes en grundtone og en række overtoner. Afstanden i frekvens er nogenlunde lige stor mellem grundtonen og første overtone og mellem de følgende overtoner. Men en stjerne er ikke et finstemt instrument, og hvis der er en struktur inde i stjernen, svarer det til, at der er en bule i instrumentet.«

»Hvis man så har en stående bølge, der har sit knudepunkt der, hvor stjernen ændrer struktur, så løber bølgen helt skævt og ændrer frekvens. Så ved at identificere de frekvenser, der ikke passer i det overordnede billede – ved at se på disharmonier i stjernens musik – kan vi identificere, hvor i stjernen, den ændrer struktur. Det er faktisk det, vi har gjort med μ Herkules.«

Efterhånden som stadig mere brint bliver til helium i en stjerne, stiger trykket og temperaturen i kernen, og på et tidspunkt kan helium også begynde at fusionere. Ved en kernetemperatur på cirka 100 millioner grader kan tre heliumkerner blive til en kulstofkerne i en proces, der kaldes tripel-alfa. Når det sker, svulmer kernen op igen, for nu er der fornyet energiproduktion.

»Overgangen fra en kompakt, ikke-energiproducerende kerne til en større kerne med heliumfusion ændrer svingningsfrekvenserne signifikant. Tonerne ændrer sig, klaveret er stemt lidt anderledes. Så vi har fået en teknik, hvor vi kan udpege de stjerner, der endnu ikke er nået til at fusionere helium, og dem, hvor heliumfusionen er i fuld sving. Vi kan præcis identificere den fase i en stjernes udvikling, hvor den tænder for heliumfusion. Det kan vi kun gøre med asteroseismologi,« fortæller Hans Kjeldsen.

Galaksens historie skrives

Hvor perioden for de største svingninger i en stjerne som Solen er cirka fem minutter, er perioden for de røde kæmper nogle timer eller døgn. Det er nødvendigt at følge stjernerne i lang tid, hvis man skal blive klogere på deres indre. Men det er netop, hvad rumteleskoper som CoRoT, Kepler og TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) har gjort, og hvad det europæiske teleskop PLATO (PLAnetary Transits and Oscillations of stars), der sendes op i 2026, også vil gøre.

Disse teleskoper er egentlig primært designet til at kigge efter planeter, der kredser om andre stjerner end Solen – de såkaldte exoplaneter – ved at observere den dæmpning af stjernens lys, der skyldes, at en planet passerer ind foran den. Men dataene kan også bruges til asteroseismologi, så forskerne nu har målt svingningerne af titusindvis af stjerner, ikke mindst de røde kæmpestjerner.

Dataene kan blandt andet bruges til galaktisk arkæologi, hvor forskerne forsøger at rekonstruere Mælkevejens historie. Vores galakse har ikke altid set ud, som den gør i dag, for den er resultatet af adskillige galaksesammensmeltninger. Specielt har Mælkevejen opslugt en del mindre dværggalakser i de seneste 13 milliarder år, og særligt ved hjælp af rumteleskopet Gaia kan astrofysikere finde sporene efter galaksekollisionerne i form af grupper af stjerner, der ser ud til stamme fra forskellige dværggalakser. De kan så aldersbestemmes med asteroseismologi. I forhold til exoplanetforskningen er det en stor fordel, at de rumteleskoper, der er sendt op for at detektere exoplaneter ved at kigge efter stjerneformørkelser, også kan anvendes til asteroseismologi. Viden om planeterne kræver nemlig viden om stjernerne.

Ud fra graden af formørkelsen kan astrofysikerne beregne exoplanetens diameter i forhold til stjernens diameter, så den præcise måling af stjernens størrelse, som asteroseismologien leverer, giver også et mål for planetens størrelse.

En stjerne og dens planet kredser omkring deres fælles tyngdepunkt, og hvis det med andre teleskoper er muligt at måle, hvor meget stjernen rykker frem og tilbage under påvirkning af tyngdekraften fra exoplaneten, kan man desuden finde planetens masse – forudsat, at man kender stjernens masse, som også kan beregnes ud fra dens svingninger.

Exoplaneter måles og vejes

Når man både kender massen og størrelsen, kender man planetens densitet, og så kan man give kvalificerede bud på, om der er tale om en klippeplanet, en gasplanet eller måske en planet, der mest består af vand. Når man kender planetens omløbstid, kan man beregne afstanden til dens stjerne, og så kan man også regne ud, hvor meget energi, planeten modtager fra stjernen og dermed dens overfladetemperatur.

Med den information om stjernerne, asteroseismologien kan give, kan astrofysikerne med ganske stor sikkerhed eksempelvis finde ud af, om en given planet i princippet kan være beboelig, fordi den har en passende størrelse og temperatur.

»Vi kan lave kataloger over stjernernes fundamentale egenskaber med stor nøjagtighed; deres aldre, radier, masser og lysstyrker. Så kan en forsker, der har fundet en exoplanet, slå stjernen op og med det samme få vished om stjernens og dermed planetens alder og også dens størrelse og masse, alt efter hvordan exoplaneten er detekteret,« lyder det fra Hans Kjeldsen.

Med udgangspunkt i asteroseis­mologi og data fra Kepler-teleskopet har astrofysikere fra Stellar Astro­physics Centre for eksempel fundet ud af, at der ikke findes exoplaneter, der er mindst dobbelt så store som Jorden, men mindre end Uranus og Neptun, blandt de varmeste planeter, der kredser rundt i en bane tæt om deres stjerne. De har nok været der, men det meste af atmosfæren af disse mellemstore planeter må simpelthen være fordampet, så kun klippekernen er tilbage. Adjunkt Mia Sloth Lundkvist har stået i spidsen for denne forskning.

Ud over at måle, veje og aldersbestemme stjernerne kan asteroseismologi således også bruges til at studere hele galakser og de planeter, der kredser om de enkelte stjerner. De allermest detaljerede målinger, der kræver teleskoper, der er dedikerede til netop den opgave, kan desuden bruges til forfine stjernemodellerne og måske endda give os helt ny viden om fysikken i stjernerne.

Stof kan opføre sig på uventede måder, når temperaturen skal måles i millioner af grader og trykket er langt større, end forskerne er vant til at have med at gøre, så på den måde kan stjernerne fungere som laboratorier for stof under ekstreme forhold. Asteroseismologi er et unikt værktøj til at kigge indenfor hos stjernerne. ♦