En enkel men ändå elegant metod för att mäta ytans tyngdkraft på en stjärna har precis upptäckts. Utvecklad av ett team av astronomer och leds av Vanderbilt professor i fysik och astronomi, Keivan Stassun, mäter denna nya teknik en stjärns ”flimmer”.
Med en osäkerhet som sträcker sig från 50 procent till 200 procent har astronomer varit ivriga att ta till sig ett nytt sätt att mäta en stjärns yttyngd som kommer att jämna spelplanen. Genom att erhålla förbättrade siffror för en mängd olika stjärnor på olika avstånd kan denna nya metod kunna sänka osäkerhetssiffran till hälften.
"När du väl vet en stjärns yttyngd behöver du bara en annan mätning, dess temperatur, som är ganska lätt att få, för att bestämma dess massa, storlek och andra viktiga fysiska egenskaper," sade Stassun.
"Att mäta den yttre tyngdkraften har alltid varit en svår affär", tillade Gibor Basri, professor i astronomi vid University of California, Berkeley, som bidrog till studien. "Så det är en väldigt trevlig överraskning att upptäcka att den subtila flimringen av en stjärnljus ger ett relativt enkelt sätt att göra det."
Hur gör vi just nu för att mäta den yttre tyngdkraften? Fram till nu förlitade astronomer sig på tre metoder: fotometrisk, spektroskopisk och asterosism. Detta nya sätt att mäta, känd som ”flimmermetoden”, är mycket mer förenklat än tidigare sätt och är faktiskt mer exakt än två av dem. Låt oss titta på alla tre för närvarande accepterade metoder ...
För fotometri ser man på hur starkt en stjärna lyser i olika färger. Liksom en graf avslöjar dessa mönster kemisk sammansättning, temperatur och ytvikt. Fotometriska data är enkla att använda på svaga stjärnor, men de är inte särskilt korrekta. Det varierar med en osäkerhet på 90 till 150 procent. I likhet med fotometriska observationer tar den spektroskopiska tekniken en titt på färg, men en mycket närmare titt på de elementära utsläppen från den stella atmosfären. Medan den har en lägre osäkerhetsgrad på 25 till 50 procent är den begränsad till ljusare stjärnor. Liksom en streckkod mäter den yttyngden genom hur breda spektrallinjerna verkar: hög tyngd sprids isär, medan lägre tyngdkraft är smal. I asteroseismologi skärps noggrannheten till bara några procent, men mätningarna är svåra att få och är begränsade till ljusa stjärnor i närheten. I denna teknik mäts ljud som reser genom den stellar interiören och specifika frekvenser förknippade med yttyngdpunkten fastställs. Jätte stjärnor pulserar naturligtvis vid en låg tonhöjd medan små stjärnor återklämmer till en högre. Föreställ dig gong av en stor klocka i motsats till en liten klingra.
Så, vad är flimmer? I flimmermetoden mäts stjärnens skillnader i ljusstyrka - speciellt variationerna som inträffar på åtta eller mindre timmar. Dessa variationer verkar vara bundna till ytgranulering, sammankopplingen av "celler" som täcker den stellära ytan. Dessa regioner bildas av kolumner med gas som stiger nedifrån. För stjärnor som har en hög yttyngd verkar granuleringen vara finare och de flimrar snabbare, medan stjärnor med låg ytvikt visar grov granulering och flimmer långsamt. Inspelning av flimmer är enkel process, en som bara involverar fem rader datorkod för att skapa en grundläggande mätning. Tack vare sin lätthet och enkelhet minskar det inte bara kostnaden för att skaffa data utan eliminerar också en stor del av den ansträngning som krävs för att mäta ytytan hos ett stort antal stjärnor.
”De spektroskopiska metoderna är som kirurgi. Analysen är noggrann och involverad och mycket finkornig, säger Stassun. ”Flimmer är mer som ultraljud. Du kör bara sonden runt ytan och du ser vad du behöver se. Men dess diagnostiska kraft - åtminstone för att mäta tyngdkraften - är lika bra om inte bättre. ”
Är flimmermetoden korrekt? Genom att placera mätningar sida vid sida med asteroseismologi har forskare fastställt att det har en osäkerhetsfaktor på mindre än 25 procent - bättre än både spektroskopiska och fotometriska resultat. Den enda dåliga funktionen är att den kräver exakta data som tagits under lång tid. Men ett specialinstrument, Kepler, har redan tillhandahållit en enorm mängd information som kan återvinnas. Tack vare sina tiotusentals observationer av stjärnor som övervakas för exoplaneter, är Kepler-data lätt tillgängliga för framtida flimmerundersökningar.
"Den utsökta precisionen i uppgifterna från Kepler gör det möjligt för oss att övervaka rivningen och vågorna på stjärnorna," säger teammedlem Joshua Pepper, biträdande professor i fysik vid Lehigh University. "Detta beteende orsakar subtila förändringar av en stjärns ljusstyrka på tidsskalan på några timmar och berättar mycket detaljerat hur långt dessa stjärnor är i deras evolutionära livstid."
Hur upptäcktes flimmer? Doktorand Fabienne Bastien var den första som märkte något annorlunda medan han använde special visualiseringsprogram för att undersöka Kepler-data. Denna mjukvara, utvecklad av Vanderbilt-astronomer, var ursprungligen avsedd för att undersöka stora, multidimensionella astronomidatabaser. (Datavisualiseringsverktyget som möjliggjorde denna upptäckt, kallad Filtergraf, är gratis för allmänheten.)
"Jag planerade olika parametrar och letade efter något som korrelerade med styrkan hos stjärnornas magnetfält," sade Bastien. "Jag hittade det inte, men jag hittade ett intressant samband mellan vissa flimmermönster och stjärnvikt."
Bastien rapporterade sedan sin upptäckt till Stassun. Paret var lika nyfiken och bestämde sig sedan för att prova den nya metoden på arkiverade Kepler-ljuskurvor av flera hundra solliknande stjärnor. Enligt nyhetsmeddelandet märkte de ett mönster när de kartlade den genomsnittliga ljusstyrkan för en viss stjärna mot dess flimmerintensitet. ”När stjärnorna åldras faller deras övergripande variation gradvis till ett minimum. Detta är lätt att förstå eftersom hastigheten med vilken en stjärna snurrar minskar gradvis över tiden. När stjärnor närmar sig detta minimum börjar deras flimmer växa i komplexitet - ett kännetecken som astronomerna har betecknat "knäckning". När de väl når denna punkt, som de kallar flimmergolvet, verkar stjärnorna upprätthålla denna låga nivå av variationer resten av livet, även om det verkar växa igen när stjärnorna närmar sig slutet på deras liv som röda jätte stjärnor ”.
"Detta är ett intressant nytt sätt att titta på den stellar evolutionen och ett sätt att sätta vår sols framtida evolution i ett större perspektiv," sade Stassun.
Så vad är vår sols framtid enligt flimmer? När forskarna provade solens ljuskurva, fann de att den "svävade precis ovanför flimmergolvet". Denna mätning leder till att de antar att Sol kommer att förvandlas till ett "tillstånd av minimivariabilitet och i processen kommer att förlora sina platser." Kan det vara anledningen till att vi inte ser så mycket aktivitet som väntat under aktuell soltid, eller är det bara en ny teori där det är för tidigt att göra några antaganden? Vi kommer att ringa din flimmer och höja dig två platser ...
Original berättelse Källa: Vanderbilt News Release.
