En enkel, men alligevel elegant metode til måling af en stjernes overfladetyngdekraft er netop blevet opdaget. Udviklet af et team af astronomer og ledet af Vanderbilt professor i fysik og astronomi, Keivan Stassun, måler denne nye teknik en stjernes "flimmer".
Med en usikkerhed, der spænder fra 50 procent til 200 procent, har astronomer været ivrige efter at gribe ind på en ny måde at måle en stjernes overfladetyngdekraft, der vil niveauer spillet. Ved at opnå forbedrede tal for en lang række stjerner i forskellige afstande kan denne nye metode muligvis skære usikkerhedstallet til halvdelen.
”Når du først kender en stjernes overfladetyngdekraft, har du kun brug for en anden måling, dens temperatur, som er temmelig let at få, til at bestemme dens masse, størrelse og andre vigtige fysiske egenskaber,” sagde Stassun.
”Måling af stjernernes overfladetyngdekraft har altid været en vanskelig forretning,” tilføjede Gibor Basri, professor i astronomi ved University of California, Berkeley, som bidrog til undersøgelsen. ”Så det er en meget behagelig overraskelse at finde ud af, at den subtile flimring af en stjerners lys giver en relativt nem måde at gøre det på.”
Hvordan skal vi i øjeblikket måle den stjernernes overfladetyngdekraft? Indtil nu har astronomer påberåbt sig tre metoder: fotometrisk, spektroskopisk og asteroseismisk. Denne nye metode til måling, kendt som ”flimmermetoden”, er meget mere forenklet end tidligere måder og er faktisk mere nøjagtig end to af dem. Lad os se på alle tre aktuelt accepterede metoder ...
Ved fotometri ser man på, hvor lyst en stjerne skinner i forskellige farver. Ligesom en graf afslører disse mønstre kemisk sammensætning, temperatur og overfladetyngdekraft. De fotometriske data, der er i stand til at blive brugt på svage stjerner, er lette at se, men de er ikke særlig præcise. Det spænder med en usikkerhed på 90 til 150 procent. I lighed med fotometriske observationer tager den spektroskopiske teknik et kig på farve, men et meget nærmere kig på elementernes emissioner fra den stellare atmosfære. Mens den har en lavere usikkerhedsgrad på 25 til 50 procent, er den begrænset til lysere stjerner. Ligesom en stregkode måler den overfladetyngdekraften ved, hvor bred de spektrale linjer vises: høj tyngdekraft spredes fra hinanden, mens lavere tyngdekraft er smal. I asteroseismologi skærpes nøjagtigheden til kun nogle få procent, men målingerne er vanskelige at få og er begrænset til lyse, nærliggende stjerner. I denne teknik måles lyd, der bevæger sig gennem det stellare indre, og specifikke frekvenser forbundet med overfladetyngdekraften identificeres. Gigantiske stjerner pulserer naturligvis ved et lavt tonhøjde, mens små stjerner genskaber ved et højere. Forestil dig gong af en stor klokke i modsætning til en lille klingring.
Så hvad er flimmer? I flimmermetoden måles stjernens forskelle i lysstyrke - specifikt variationerne, der forekommer i otte eller færre timer. Disse variationer ser ud til at være bundet til overfladegranulering, sammenkoblingen af "celler", der dækker den stellare overflade. Disse regioner dannes af søjler af gas, der stiger nedenunder. For stjerner, der har en høj overfladetyngdekraft, ser granuleringen ud til at være finere, og de flimrer hurtigere, mens stjerner med lav overfladetyngdekraft viser grov granulering og flimrer langsomt. Optagelse af flimmer er en enkel proces, en, der kun involverer fem linjer med computerkode for at skabe en grundlæggende måling. Takket være dets lethed og enkelhed reducerer det ikke kun udgifterne til at indhente data, men fjerner også en stor del af den nødvendige indsats for at måle overfladenes tyngdekraft for et stort antal stjerner.
”De spektroskopiske metoder er som kirurgi. Analysen er omhyggelig og involveret og meget finkornet, ”sagde Stassun. ”Flimmer er mere som ultralyd. Du kører bare sonden rundt på overfladen, og du ser, hvad du har brug for at se. Men dens diagnostiske kraft - i det mindste med det formål at måle tyngdekraften - er lige så god, hvis ikke bedre. ”
Er flimmermetoden nøjagtig? Ved at placere målinger side om side med asteroseismologi har forskere bestemt at det har en usikkerhedsfaktor på mindre end 25 procent - bedre end både spektroskopiske og fotometriske resultater. Dets eneste dårlige funktion er, at det kræver nøjagtige data, der er taget over lang tid. Imidlertid har et specialinstrument, Kepler, allerede leveret en enorm mængde information, der kan genanvendes. Takket være dens titusinder af observationer af stjerner, der overvåges for eksoplaneter, er Kepler-data let tilgængelige for fremtidige flimmerundersøgelser.
"Den udsøgte præcision af dataene fra Kepler gør det muligt for os at overvåge udskæringer og bølger på overfladerne til stjerner," sagde teammedlem Joshua Pepper, adjunkt i fysik ved Lehigh University. "Denne opførsel forårsager subtile ændringer i en stjerners lysstyrke på tidsskalaen på nogle få timer og fortæller os i detaljer, hvor langt disse stjerner er i deres evolutionære levetid."
Hvordan blev flimmer opdaget? Ph.d.-studerende Fabienne Bastien var den første til at bemærke noget lidt anderledes, mens han brugte speciel visualiseringssoftware til at undersøge Kepler-data. Denne software, udviklet af Vanderbilt-astronomer, var oprindeligt beregnet til at undersøge store multidimensionelle astronomidatasæt. (Datavisualiseringsværktøjet, der aktiverede denne opdagelse, kaldet Filtergraf, er gratis for offentligheden.)
”Jeg planlagde forskellige parametre på udkig efter noget, der korrelerede med styrken i stjernernes magnetfelter,” sagde Bastien. ”Jeg fandt det ikke, men jeg fandt en interessant sammenhæng mellem visse flimmermønstre og stjernetyngdekraft.”
Bastien rapporterede derefter sin opdagelse til Stassun. Paret var lige så nysgerrig, og besluttede derefter at prøve den nye metode på arkiverede Kepler-lyskurver fra flere hundrede sollignende stjerner. Ifølge nyhedsmeddelelsen bemærkede de et mønster, da de kortlagde en bestemt stjernes gennemsnitlige lysstyrke mod dens flimmerintensitet. ”Når stjerner bliver ældre, falder deres samlede variation gradvist til et minimum. Dette forstås let, fordi den hastighed, hvormed en stjerne drejer, falder gradvist over tid. Når stjerner nærmer sig dette minimum, begynder deres flimre at vokse i kompleksitet - et kendetegn, som astronomerne har mærket "knæk." Når de når dette punkt, som de kalder flimmerbundet, ser stjernerne ud til at opretholde dette lave niveau af variation i resten af deres liv, skønt det ser ud til at vokse igen, når stjernerne nærmer sig enderne på deres liv som røde kæmpe stjerner .”
”Dette er en interessant ny måde at se stjernernes evolution på og en måde at sætte vores sols fremtidige udvikling i et større perspektiv,” sagde Stassun.
Så hvad er vores sols fremtid ifølge flimren? Da forskerne prøvede prøver af Solens lyskurve, fandt de, at den “svævede lige over flimmerbunden”. Denne måling fører dem til at antage, at Sol vil forvandle sig til en "tilstand med mindstevariabilitet og i processen miste sine pletter." Kunne dette være grunden til, at vi ikke ser så meget aktivitet som forventet i den aktuelle solmaksimumstid, eller er dette bare en ny teori, hvor det er for tidligt at tage nogen antagelser? Vi kalder din flimmer og hæver dig to pletter ...
Original historiekilde: Vanderbilt News Release.
