En enkel, men elegant metode for å måle overflategravitasjonen til en stjerne er nettopp blitt oppdaget. Utviklet av et team av astronomer og ledet av Vanderbilt professor i fysikk og astronomi, Keivan Stassun, og måler en stjerners "flimmer".
Med en usikkerhet fra 50 til 200 prosent, har astronomer vært ivrige etter å gripe en ny måte å måle en stjernes overflategravitasjon som vil utjevne spillet. Ved å oppnå forbedrede tall for et bredt utvalg av stjerner på forskjellige avstander, kan denne nye metoden være i stand til å kutte usikkerhetstallet til halvparten.
"Når du kjenner en stjernes overflatetyngdekraft, trenger du bare en annen måling, temperaturen, som er ganske enkel å få, for å bestemme dens masse, størrelse og andre viktige fysiske egenskaper," sa Stassun.
"Å måle stjerners tyngdekraft godt har alltid vært en vanskelig virksomhet," la Gibor Basri, professor i astronomi ved University of California, Berkeley, som bidro til studien. "Så det er en veldig hyggelig overraskelse å finne at den subtile flimringen av en stjerners lys gir en relativt enkel måte å gjøre det på."
Hvordan kan vi for øyeblikket måle den stjerners tyngdekraft? Frem til nå stolte astronomer på tre metoder: fotometrisk, spektroskopisk og asteroseismisk. Denne nye måleinstrumentet, kjent som “flimmermetoden”, er mye mer forenklet enn tidligere måter og er faktisk mer nøyaktig enn to av dem. La oss se på alle tre metoder som er akseptert for øyeblikket ...
For fotometri ser man på hvor sterkt en stjerne skinner i forskjellige farger. Som en graf avslører disse mønstrene kjemisk sammensetning, temperatur og overflategravitasjon. De fotometriske dataene er tilgjengelige på svake stjerner, og er enkle å se på, men de er ikke veldig nøyaktige. Det varierer med en usikkerhet på 90 til 150 prosent. I likhet med fotometriske observasjoner tar den spektroskopiske teknikken en titt på farge, men en mye nærmere titt på elementale utslipp fra den stellare atmosfæren. Mens den har en lavere usikkerhetsgrad på 25 til 50 prosent, er den begrenset til lysere stjerner. Som en strekkode, måler den overflatets tyngdekraft etter hvor brede spektrallinjene vises: høy tyngdekraft er spredt fra hverandre, mens lavere tyngdekraft er smal. I asteroseismologi skjerpes nøyaktigheten til bare noen få prosent, men målingene er vanskelige å få tak i og er begrenset til lyse, nærliggende stjerner. I denne teknikken måles lyd som beveger seg gjennom det stellare interiøret, og spesifikke frekvenser assosiert med tyngdekraften blir identifisert. Kjempestjerner pulserer naturlig på et lavt toneleie, mens små stjerner gjenklinger til en høyere. Se for deg gong av en stor bjelle i motsetning til en liten klingring.
Så, hva er flimmer? I flimmermetoden måles stjernens forskjeller i lysstyrke - spesielt variasjonene som oppstår på åtte eller færre timer. Disse variasjonene ser ut til å være knyttet til overflategranulering, sammenkoblingen av "celler" som dekker den stellare overflaten. Disse regionene dannes av kolonner med gass som stiger nedenfra. For stjerner som har en høy overflatetyngdekraft, ser granuleringen ut til å være finere og de flimrer raskere, mens stjerner med lav overflatevikt viser grov granulering og flimrer sakte. Opptak av flimmer er enkel prosess, en som bare involverer fem linjer med datakode for å lage en grunnleggende måling. Takket være det enkle og enkle, reduserer det ikke bare utgiftene til innhenting av data, men eliminerer også mye av den innsatsen som er nødvendig for å måle overflategravitasjonen til et stort antall stjerner.
”De spektroskopiske metodene er som kirurgi. Analysen er grundig og involvert og veldig finkornet, ”sa Stassun. “Flimmer er mer som ultralyd. Du bare løper sonden rundt overflaten og du ser hva du trenger å se. Men dens diagnostiske kraft - i det minste med tanke på å måle tyngdekraften - er like bra om ikke bedre. ”
Er flimmermetoden nøyaktig? Ved å plassere målinger side om side med asteroseismologi, har forskere bestemt at den har en usikkerhetsfaktor på under 25 prosent - bedre enn både spektroskopiske og fotometriske resultater. Den eneste dårlige egenskapen er at den krever krevende data som er tatt over lang tid. Imidlertid har et spesialitetsinstrument, Kepler, allerede gitt en enorm mengde informasjon som kan gjenvinnes. Takket være titusenvis av observasjoner av stjerner som er overvåket for eksoplaneter, er Kepler-data lett tilgjengelig for fremtidige flimmerundersøkelser.
"Den utsøkte presisjonen til dataene fra Kepler gjør det mulig for oss å overvåke kvisen og bølgene på overflatene til stjerner," sa teammedlem Joshua Pepper, assistentprofessor i fysikk ved Lehigh University. "Denne oppførselen forårsaker subtile endringer i en stjerners lysstyrke på tidsskalaen på noen timer og forteller oss i detalj hvor langt disse stjernene er i deres evolusjonære levetid."
Hvordan ble flimmer oppdaget? Kandidatstudent Fabienne Bastien var den første som la merke til noe litt annerledes mens han brukte spesiell visualiseringsprogramvare for å undersøke Kepler-data. Denne programvaren, utviklet av Vanderbilt astronomer, var opprinnelig beregnet på å undersøke store flerdimensjonale astronomidatasett. (Datavisualiseringsverktøyet som muliggjorde denne oppdagelsen, kalt Filtergraf, er gratis for publikum.)
"Jeg planla forskjellige parametere på jakt etter noe som korrelerte med styrken til stjernenes magnetiske felt," sa Bastien. "Jeg fant det ikke, men jeg fant en interessant sammenheng mellom visse flimmermønstre og stjernetyngdekraften."
Bastien rapporterte deretter oppdagelsen sin til Stassun. Like nysgjerrig bestemte paret seg da for å prøve ut den nye metoden på arkiverte Kepler-lyskurver fra flere hundre sollignende stjerner. I følge nyhetsoppslaget, merket de et mønster da de kartla gjennomsnittlig lysstyrke for en bestemt stjerne mot flimmerintensiteten. "Når stjernene eldes, faller deres generelle variasjon gradvis til et minimum. Dette er lett å forstå fordi hastigheten som en stjerne snurrer gradvis avtar over tid. Når stjerner nærmer seg dette minimum, begynner deres flimring å vokse i kompleksitet - et kjennetegn som astronomene har merket "knitring." Når de når dette punktet, som de kaller flimmergulvet, ser stjernene ut til å opprettholde dette lave nivået av variabilitet resten av livet, selv om det ser ut til å vokse igjen når stjernene nærmer seg endene av livet som røde kjempestjerner .”
"Dette er en interessant ny måte å se på stjernevolusjonen og en måte å sette vår sols fremtidige evolusjon i et større perspektiv," sa Stassun.
Så hva er vår sols fremtid i henhold til flimring? Da forskerne tok prøve av solens lyskurve, fant de at den “svevde rett over flimmerbunnen”. Denne målingen fører dem til å antyde at Sol vil forvandle seg til en "tilstand med minimum variabilitet og i prosessen vil miste flekkene." Kan dette være grunnen til at vi ikke ser så mye aktivitet som forventet i løpet av dagens maksimale soltid, eller er dette bare en ny teori der det er for tidlig å gjøre noen antagelser? Vi ringer flimmeren din og hever deg to flekker ...
Original historiekilde: Vanderbilt News Release.
