Betelgeuse fuusioi edelleen heliumia – ei supernovaa lähiaikoina

Orionin tähdistössä kirkas punainen jättiläinen, Betelgeuse, on ollut viimevuosien mielenkiinnon kohteena. Noin vuosi sitten tähti alkoi himmetä ja sen kirkkaus aleni ennätyslukemiin, aina 37 % helmikuun alussa vuonna 2020. Tutkimukset paljastivat, että himmenemisen syy oli ensi alkuun hyvin tiheä pölypilvi tähden ympäristössä ja lopulta myös tähden omaan rytmiin (n. 400 vrk) kuuluva jaksollinen himmeneminen.

Betelgeuse ei ole pyörä pallo. Image credit ALMA/ ESO/ NAOJ/ NRAO/ E O’Gorman/ P Kervella.

Nyt tutkimuksissa on paljastunut myös aivan uutta. Astrophysical Journalissa julkaistussa tutkimuksessa^[1] selvisi, että Betelgeusen ydin on edelleen heliumin fuusiointivaiheessa. Tämä tarkoittaa sitä, että jossain määrin odotettu supernova ei ole aivan lähellä. Tietystikään emme voi tietää milloin supernovavaihe käynnistyy, mutta tutkijat kertovat sen tapahtuvan aikaisintaan 100 000 vuoden kuluttua. Supernova käynnistyy vasta siinä vaiheessa, kun ytimen fuusiot ovat edenneet raskaampiin alkuaineisiin ja ytimessä muodostuu rautaa. Silloin kevyempien alkuaineiden fuusio tapahtuu ylempänä tähdessä kerroksittain. Tätä vaihetta kutsutaan ”sipulinkuori”vaiheeksi.

Lisäksi tutkimus paljastaa pienen yksityiskohdan tähdestä. Se ei olekaan aivan niin suurikokoinen ja massiivinen kuin aikaisemmin ajateltiin. Omaan Aurinkokuntaamme sijoitettuna tähden ulkopinnan uskottiin olevan suurin piirtein Jupiterin radan tuntumassa. Nyt uusimman tiedon mukaan se olisikin noin neljänneksen pienempi ja ulkopinta sijoittuisi siis noin Marsin ja Jupiterin ratojen väliin.

Edellisestä päätelmästä seuraa myös se, että tähden etäisyys^[2] pitää olla lyhyempi kuin aikaisemmin ymmärrettiin. Tämän tutkimuksen mukaan etäisyys olisi 548 (+88 / -49) valovuotta aikaisemman 700 valovuoden sijaan.

Tutkimuksessa annettiin myös arvio massasta. Se olisi 16,5 – 19 M_⊙, joka olisi hieman pienempi kuin mitä tähän asti on ajateltu.

 

Huomautukset

[1] https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/abb8db

[2] Betelgeusen tarkkaa koko- ja etäisyysmittausta on ollut vaikea tehdä. Viime vuosikymmeninä eri arviot ovat vaihdelleet vain 330 valovuoden ja 650 valovuoden väliltä. Äskettäisessä, vuoden 2017 tutkimuksessa pääteltiin etäisyyden olevan 724 (+ 111 / -156) valovuotta.

Etäisyysmittaukset maanpinnalta perustuvat tähden parallaksin mittaamiseen. Vaikeutena on kuitenkin ollut se, että tähden ulkoreunan määrittäminen ei ole ollut aivan yksinkertaista, koska tähti on heliumleimahduksen jäljiltä punainen jättiläinen -vaiheessa. Lisäksi ulkopinnan muoto ei ole täydellisen pyöreä, vaan selkeästi ”muhkurainen”, joten tähden paikka on vain likiarvoinen.

Betelgeusen himmeneminen sai selityksensä

Orionin tähdistössä sijaitseva Betelgeuse on tuttu jokaiselle tähtiharrastajalle. Tähti on punainen ylijättiläinen ja on kehittymässä hyvää vauhtia supernovaksi. Viime talvena sen kirkkaus kuitenkin himmeni epätavallisen paljon^[3], jollaista ei aikaisemmin oltu nähty.  Tutkijat arvioivat, että himmentymisen olisi voinut aiheuttaa avaruuteen sinkoutunut tähtiaine, joka jäähtyessään pölyksi olisi estänyt tähdestä tulevaa valoa. Tällaiset avaruuspölyn purkaukset kun kuuluvat tähden normaaliin kehittymiseen supernovaksi. Tällä kertaa kyse ei kuitenkaan ollut pölystä.

Betelgeusen himmeneminen oli havaittavissa joulukuussa 2019. Kirkas valkoinen täplä tähden pinnalla on sen napa-aluetta, joka sijaitsee noin 20° näkölinjastamme sivussa. Kuva ESO / M. MONTARGÈS ET AI.

Kansainvälinen tutkijaryhmä ^[1] käytti tutkimuksiinsa Atacama Pathfinder Experiment (APEX) Chilessä ja James Clerk Maxwell-teleskooppia (JCMT) Mauna Kealla Havaijilla. Molemmat kaukoputket käyttävät havaintoihinsa submillimetriaaltoja, joiden aallonpituus on noin tuhatkertainen näkyvän valon aallonpituuksiin verrattuna. Submillimetriaallot läpäisevät helposti avaruuspölypilvet, joten niitä voidaan käyttää yhdessä muiden havaintovälineiden kanssa pölypilvien havaitsemiseen. Tällä kertaa ja hyvin yllättävästi myös himmeneminen (noin – 20 %) havaittiin submillimetriaalloilla. Tämä ei tukenut ajatusta Betelgeusea peittävästä pölypilvestä^[4].

Ainoa järkevä selitys oli, että tähden lämpötila oli pudonnut merkittävästi osassa sen pintaa. Betelgeuse sijaitsee sen verran lähellä (noin 500 valovuoden etäisyydellä^[2]), että se voidaan kuvata noin 10 pikselin kokoisena täplänä. Vain muutaman muun tähden valokuvaaminen tällä resoluutiolla on mahdollista. Jos tähden pintalämpötila kokonaisuutena olisi pudonnut yli 20 %, sen olisi pitänyt näkyä myös tähden koossa noin 10 % pienenemisenä. Merkittävää koon muuttumista ei kuitenkaan havaittu. Ainoaksi selitykseksi siis jäi jättimäinen tähtipilkku, joka kattoi suurimmillaan noin 50 – 70 % näkyvästä tähden pinnasta. Jos pilkun lämpötila olisi noin 400 K viileämpi kuin Betelegeusen pintalämpötila yleensä, tähtipilkun kooksi riittäisi 50 % näkyvästä pinnasta.

Auringon toiminnasta tiedämme, että auringonpilkut voivat olla hyvinkin suuria, jopa useita tuhannesosia Auringon näkyvästä pinnasta. Nämä suurimmat pilkut näkyvät helposti paljain silmin. Auringossa ei ole kuitenkaan koskaan havaittu pilkkua, joka olisi kymmeniä prosentteja näkyvästä pinnasta. Punaiset ylijättiläiset, kuten Betelgeuse, ovat kuitenkin rakenteeltaan aivan toisenlaisia kuin meidän Aurinkomme. Näin ollen valtavat tähtipilkut ovat mitä ilmeisemmin hyvin yleisiä ylijättiläisissä ja ne voivat selittää monia muitakin tähtien himmenemisiä, joita julkisuudessa on ihmetelty.

Huomautukset

[1] Tutkimus on julkaistu ArXib.org -sivuilla ja tutkimusraportin pdf-versio löytyy osoitteesta https://arxiv.org/pdf/2006.09409.pdf

[2] Beltelgeusen etäisyydeksi on määritetty 152 ± 20 pc eli 495 ± 65 valovuotta).

[3] Betelgeusen kirkkaus vaihtelee noin 150–300, 400 vuorokauden ja noin 5,7 vuoden jaksoissa. Kirkkauden vaihtelu on hyvin tavallista ylijättiläisillä ja se johtuu tähden kaasukehän epästabiilisuudesta. Betelgeusen kaasukehän halkaisija vaihtelee 550 – 920 kertaisesti Auringon kokoon verrattuna, eli jopa 1 288 miljoonaan kilometriin (8,6 au). Tätä voi havainnollistaa siten, että laajimmillaan Betelgeusen ulkokehä ulottuisi lähelle Saturnuksen rataa (noin 9 au) Aurinkokunnassamme. Normaalisti se olisi jossain Marsin ja Jupiterin ratojen välissä.

[4] Beltegeusen ympärillä on normaalistikin runsaasti pölyä mutta sen tiheys ei ole riittävä himmentääkseen tähdestä tulevaa valoa merkittävästi.

Betelgeuse on epätavallisen himmeä

Orionin tähdistössä sijaitseva Betelgeuse (a Ori) on himmentynyt viimekuukausina epätavallisen paljon. Himmeneminen on ylittänyt uutiskynnyksen ja aihetta on käsitelty useissa päivälehdissä.

Betelgeuse on riittävän lähellä, jotta se voidaan nähdä suurilla radiokaukoputkilla pintakohteena. Kuva ALMA/Wikimedia Commons

Betelgeuse on punainen superjättiläinen ja tunnetaan supernovakandidaattina, eli sen on ajateltu olevan supernovaräjähdystä edeltävässä tilassa (supernova progenitor)^[1]. Tässä vaiheessa monien tähtien kirkkaus vaihtelee ja näin on myös Betelegeusellakin. Tähden tiedetään sykkivän suurimmalta osaltaan noin 420 (± 15) vrk jaksolla, mutta sillä on myös heikompia jaksoja, joiden pituudet ovat 5–6 vuotta ja 100 –180 vuorokautta. Supernova vaihe toteutuu, kun tähden ydin luhistuu (SN II) energiantuotannon päättyessä.

Betelgeusen kirkkaus saavutti toistaiseksi pienimmät arvonsa tammikuun 17. ja 18 päivinä, jolloin kirkkauksiksi saatiin lukemat 1,494^m ja 1,506^m. Kirkkaudet ovat noin 0,2^m pienempiä kuin jouluun 22. päivän 2019 mitatut arvot.

Betelgeusesta on tehty kirkkaushavaintoja jo 180 vuoden ajan. Aluksi havainnot olivat visuaalisia. AAVSO aloitti säännölliset kirkkausmittaukset 1920-luvulla ja suunnilleen samaan aikaa aloitettiin myös sähköiset fotometriamittaukset. Fotometria muuttui säännölliseksi noin 40 vuotta sitten Villanova observatoriossa, kun Scot Wavker’in ja Edward Guinan aloittaessa mittaukset.

Betelegeusen kirkkauden kehitys lokakuusta 2018 alaken. Kuva AAVSO/Wikimedia Commons.

Betelegeusen kirkkaus on nyt lähellä Bellatrixin (g Ori) kirkkautta 1,62^m. Betelgeusen kirkkauden muutokset eivät ole ainoa tähdessä havaitut muutokset. Lämpötilamittaus on osoittanut, että tähden pintalämpötila on laskenut noin 100 K viime syyskuusta lähtien. Näin nopea muutos selittyy tähden säteen kasvulla, jonka suuruudeksi tutkijat ovat laskeneet noin 9 %. Muutos on odotettuakin, sillä ennen supernovaa tähti on epävakaa ja sen odotetaankin laajenevan. Tähdestä sinkoutuu kaasua ja pieniä pölyhiukkasia (erilaisia metallioksideja) avaruuteen muodostaen laajenevan ja viilenevän pilven tähden ympärille.

Näyttääkin siis siltä, että Betelgeuse on pölläyttänyt harvinaisen tiheän kaasu- ja pölypilven ympärilleen ja himmeneminen voi johtua siitä. Jos taas himmeneminen johtuu 420 vuorokauden muuttumisjaksosta, niin silloin sen syvin vaihe asettuu tammi-helmikuun vaihteeseen. Jos himmeneminen jatkuu vielä helmikuun alkupuolen jälkeenkin, tutkijat joutuvat miettimään aivan uusia malleja kirkkauden vähenemiselle.

Betelgeuse Euroopan Eteläisen Observatorin VLT -kaukoputkella kuvattuna. Kuva ESO /Wikimedia Commons.

Huomaukset

[1] Supernovaksi päätyvät tähden (SN II supernova progenitor) laajenevat voimakkaasti tähden ytimessä tapahtuvien ydinfuusioiden siirtyessä käyttämään raskaampia alkuaineita energiantuotantoon. Aikaa myöten fuusioon osallistuu aina vain raskaampia alkuaineita, kunnes ytimeen muodostuu rautaa. Raudan fuusio edelleen raskaimmiksi alkuaineiksi vaatii energiaa (eikä se tuota sitä), joten energiantuotanto tyrehtyy ja ydin luhistuu aluksi neutronitähdeksi ja hetkeä myöhemmin mahdolliseksi mustaksi aukoksi. Ytimen ulkopuoliset tähden kerrokset putoavat aluksi kohti muodostunutta neutronitähteä mutta sinkoutuvat lopulta törmäyksen aiheuttamien shokkiaaltojen vaikutuksesta avaruuteen.

Selitys löytyi Tabbyn-tähdelle

Kuvituskuva nyt vääräksi osoitetusta komeettaparvimaalista,
jolla pyrittiin selittämään Tabbyn tähden epäsäännölistä
himmenemistä. 

Tutkijat^[1] ovat löytäneen luontevan selityksen ns. Tabbyn tähden^[2] himmenemiselle. Tähden virallinen tunnus on KIC 8462852 ja sen havaittiin himmenevän oudosti huomattavan paljon. Tämän tyyppisten tähtien kirkkauden vaihtelu on odotetusti korkeintaan noin1 % luokkaa mutta Tabbyn tähden epäsäännöllinen himmeneminen oli jopa 22 %.

Tähtenä KIC 8462852 on hieman Aurinkoa massiivisempi, kuumempi ja paljon nuorempi (ikä on alle miljardi vuotta). Sen sisäinen rakenne poikkeaa Auringon rakenteesta. Tähden radiatiivinen kerros on paksumpi ja vastaavasti pinnan konvektiivinen kerros on ohuempi kuin Auringolla. Tähti myös pyörii hyvin nopeasti itsensä ympäri, yhteen kierrokseen kuluu aikaa vain 0,88 vuorokautta.

Uusimman tutkimuksen mukaan kyseisen himmenemisen aiheuttaja on tähdessä tapahtuvat muutokset. Tähti on vakaan ja epävakaan tilan välissä, jolloin siinä tapahtuu ferromagneettisia faasimuunnoksia, jotka suoraan vaikuttavat siihen, kuinka kirkas tähti on.

Faasimuunnokset ovat hyvin yleisiä erityyppisissä tähdissä ja niitä tapahtuu myös Auringossa auringonpilkkujen ja niiden läheisyydessä tapahtuvien aurinkomyrskyjen ja purkausten alueella. Toisin sanoen ja samalla paljon yksinkertaistaen: Tabbyn tähden lyhytaikaiset ja voimakkaat kirkkaudenvaihtelut johtuvat jättimäisistä (tähti)pilkuista. Pitkäaikaista himmenemistä pilkut eivät kuitenkaan selitä: tähdessä on tapahtumassa muutakin, tutkijoiden kannalta jotakin uutta ja hyvin mielenkiintoista.

Ei ainoa lajissaan

Kansainvälinen tutkijaryhmä (johtajanaan Trevor J. David, Department of Astronomy, California Institute of Technology, Pasadena, CA 91125, USA) on havainnut toisen (vaikkakaan ei samasta syystä), lyhytaikaisesti ja voimakkaasti himmenevän tähden. Tähti tunnetaan luettelotunnuksella RIK-210^[3] ja se sijaitsee 472 valovuoden etäisyydellä meistä. Himmeneminen on noin 5–20 % 5,57 vuorokauden välein. Himmenemistaajuus vastaa tähden pyörimisaikaa, joten sen syytä joudutaan etsimään tähdestä itsestään.

Davidin tutkimusryhmän pääselitys himmenemiselle on, että tähden magneettikentässä on tähden mukana kiertävä pilvi, jonka materiaali himmentää tähteä. Pölypilvi voisi olla jäänne tähteen päätyneestä protoplaneetasta tai muusta sellaisesta. Myöhemmät fotometriset havainnot osoittavat, että himmenemistä ei enää esiinny ainakaan yhtä voimakkaana kuin Keplerin havainnoissa. Tutkijat pyrkivät saamaan moni-kanavaisia fotometrisiä havaintoja tähdestä, jolloin himmenemisen syy voi saada tarkemman selityksen.

Näiden kahden tutkimuksen perusteella lähinnä scifi-luokkaan kuuluvia selityksiä kuten Dysonin-kehiä tai –palloja, tai mitään muutakaan vieraan sivilisaation luomia megarakenteita ei voi pitää uskottavina selityksinä himmenemisille. Tutkimusmenetelmien ja -välineiden kehittyessä tulemme varmasti törmäämään vielä moniin, aluksi selittämättömiin ilmiöihin, mutta niiden tarkempi havainnointi ja tutkiminen paljastavat niistä monia mielenkiintoisia ja kiehtovia luonnonilmiöitä.

Huomautukset

[1] Mohammed A. Sheikh, Richard L. Weaver, and Karin A. Dahmen^† (Department of Physics, University of Illinois at Urbana Champaign, Urbana, Illinois 61801, USA). Tutkimus julkaistiin Physical Review Letters –tiedejulkaisussa 19.12.2016 (Phys. Rev. Lett. 117, 261101)

[2] Tähteä alettiin kutsua Tabbyn tähdeksi sen jälkeen kun Tabetaha ”Tabby” Boyajian (Yalen yliopisto) johtama tutkimusryhmä oli arvioinut tähden himmenemisen johtuvan tähteä kiertävästä valtavasta komeettaryhmästä. Selitys olisikin ehkä ”nielaistu” sellaisenaan ellei Jason Wright (Pensyvania State yliopisto) tutkimusryhmineen olisi julkaissut lehtiartikkelia aiheesta. He esittivät himmenemisen syyksi muukalaissivilisaatiota, joka olisi rakentanut tähtensä ympärille valtavan satelliiteista koostuvan megarakenteen tähden energian keräämiseksi. Artikkeli ”räjäytti potin”. Lähes jokainen kynnelle kykenevät tiedostusvälinen julkaisi oman version Wright’in selityksestä.

Tähti sijaitsee Joutsenen tähdistössä, sen visuaalinen kirkkaus on 11,7^m , spektriluokka F3 V/IV (pääsarjan tähti), etäisyys 1480 valovuotta ja säde 1,58 R_Sun . Tähtikartoissa ja luetteloissa tähdellä on tunnuksia: TYC 3162-665-1, 2MASS 20061546+4427248 (numerosarja kertoo tähden koordinaatit), UCAC4 673-083862 ja WISE J200615.45+442724.7.

[3] Tähden, samoin kuin Tabbyn tähden, himmeneminen löydettiin avaruusteleskooppi Keplerin kokoamasta aineistosta. RIK-210 aineisto on peräisin Keplerin K2-vaiheen aineistosta ja tähti kuuluu Ylä-skorpionin OB assosiaatioon. Assosiaation ikä on vain 5–10 miljoonaa vuotta.

Katso myös artikkelit

http://avaruusmagasiini.blogspot.nl/2016/01/komeetat-ei-selita-tabbyn-tahden.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.nl/2016/08/tabbyn-tahden-mysteeri-syvenee.html