Denne uge kommer de første resultater fra Kepler-missionen i bølger fra mødet med American Astronomical Society (AAS) i Washington, DC. Jeg henviser til en gren af astronomi, som du hører mere om, når Kepler og andre missioner begynder at afsløre de indre strukturer i stjerner-asteroseismologi. Så hvad er asteroseismologi?
Seismologi er studiet af jordskælv på Jorden. Men vigtigere af vores diskussion er det studiet af seismiske bølger. Jordskælv producerer forskellige typer seismiske bølger, der bevæger sig gennem forskellige lag af sten, hvilket giver os en måde at billedstrukturer dybt inde i Jorden. Stort set giver store jordskælv os et naturligt sonogram til at se inde i Jorden, langt dybere, end vi kan tunnel eller bore. Da disse bølger forplantes hele vejen fra den ene side af planeten til den anden, kan vi se hele vejen til Jordens centrum. Sådan ved vi, at jordens ydre kerne er flydende, og de relative dimensioner og densiteter af de andre dele af jordens indre og overfladestruktur.
Asteroseismologi, også kendt som stjerneseismologi, giver os den samme slags indsigt i stjernestrukturen. Ved at studere svingningerne i pulserende stjerner kan astronomer kigge ind i stjernernes hjerter, et af de vanskeligste steder at observere i hele universet. Årsagen til, at stjernernes indre kan undersøges fra svingninger, er, at forskellige svingningsmetoder trænger ind i forskellige dybder inde i stjernen. Ved at kombinere hastigheden og amplituden af pulsering med anden information, såsom spektre, der afslører, hvad stjernens sammensætning er, får vi information om stjernens indre struktur.
Stellare svingningstilstande er opdelt i tre kategorier, baseret på den kraft, der driver dem: akustiske, tyngdekraften og overfladetyngdekraftsbølgetilstande. p-tilstand eller akustiske bølger har tryk som deres kraft, deraf navnet "p-mode". Disse bølger kan fortælle os ting om strukturen og densiteten af regioner under overfladen af en stjerne. g-mode eller tyngdekraftbølger er begrænset til det indre af stjernen. f-mode eller overfladegravitationsbølger er også tyngdekraftsbølger, men forekommer ved eller i nærheden af de ydre lag af stjerner, så de giver os information om overfladen af stjerner.
Helioseismologi er studiet af udbredelsen af bølgesvingninger i solen. Da solen er den nærmeste stjerne for os, er det meget lettere at studere dens pulseringer mere detaljeret. Ved at fortolke solceller oscillationer, kan vi endda registrere solflekker på ydersiden af solen, før de roterer til syne. Mange af vores modeller for stjernernes interiør er baseret på information, der er opnået ved at studere solens svingninger. Men solen er kun en stjerne på et tidspunkt i dens udvikling, så for virkelig at forstå stjerner er vi nødt til at observere mange flere stjerner af forskellig størrelse, masse, sammensætning og alder.
Det er netop, hvad Kepler gør lige nu. Satellitten stirrer på et afsnit på 100 kvadrat grader af himlen mellem Cygnus og Lyra og tager kontinuerligt data om lysstyrken på over 150.000 stjerner i de næste tre til fem år. Mens Keplers primære mission er at opdage eksistensen og overfloden af jordlignende planeter omkring stjerner, vil al denne højpræcisionsfotometri blive brugt til anden videnskab, især studere variable stjerner af alle typer og udføre asteroseismologi på stjerner, der viser sollignende svingninger.
Den meget forventede frigivelse af de første videnskabsresultater fra Kepler-missionen 4. januar inkluderede adskillige artikler om asteroseismologi og potentialet for at forstå stjernestruktur i hidtil uset detalje. Astronomer kører på den nye bølge af information om bølgeforplantning i stjerner. Surf er op!
Yderligere læsning:
Keplers asteroseismiske potentiale: første resultater for stjerner af soltype
W. J. Chaplin, T. Appourchaux, Y. Elsworth, et al
http://arxiv.org/abs/1001.0506
Sollignende svingninger i røde giganter med lav lysstyrke: første resultater fra Kepler
T. R. Bedding, D. Huber, D. Stello, et al
http://arxiv.org/abs/1001.0229
Kepler Asteroseismology Program: Introduktion og første resultater
Ronald L. Gilliland, T. M. Brown, J. Christensen-Dalsgaard
http://arxiv.org/abs/1001.0139
