Er is zojuist een eenvoudige maar elegante methode ontdekt om de zwaartekracht van een ster te meten. Deze nieuwe techniek, ontwikkeld door een team van astronomen en geleid door Vanderbilt-hoogleraar natuurkunde en astronomie, Keivan Stassun, meet de 'flikkering' van een ster.
Met een onzekerheid variërend van 50 procent tot 200 procent, hebben astronomen gretig gebruik willen maken van een nieuwe manier om de zwaartekracht van een ster te meten die het speelveld zal egaliseren. Door verbeterde cijfers te verkrijgen voor een grote verscheidenheid aan sterren op verschillende afstanden, kan deze nieuwe methode mogelijk het onzekerheidsgetal halveren.
"Als je eenmaal de zwaartekracht van een ster kent, heb je maar één andere meting nodig, de temperatuur, die vrij eenvoudig te verkrijgen is, om de massa, grootte en andere belangrijke fysische eigenschappen te bepalen", zei Stassun.
"Het goed meten van de zwaartekracht van het stellaire oppervlak is altijd een moeilijke zaak geweest", voegde Gibor Basri, hoogleraar astronomie aan de University of California, Berkeley, toe die aan de studie heeft bijgedragen. "Het is dus een zeer aangename verrassing om te ontdekken dat het subtiele flikkeren van het licht van een ster een relatief gemakkelijke manier is om het te doen."
Hoe gaan we momenteel om met het meten van de zwaartekracht van het stellaire oppervlak? Tot nu toe vertrouwden astronomen op drie methoden: fotometrisch, spectroscopisch en asteroseismisch. Deze nieuwe manier van meten, bekend als de 'flikkermethode', is veel eenvoudiger dan eerdere manieren en is eigenlijk nauwkeuriger dan twee ervan. Laten we eens kijken naar alle drie de momenteel geaccepteerde methoden ...
Voor fotometrie kijkt men hoe helder een ster in verschillende kleuren schijnt. Als een grafiek onthullen deze patronen chemische samenstelling, temperatuur en zwaartekracht. Omdat ze kunnen worden gebruikt op zwakke sterren, zijn de fotometrische gegevens gemakkelijk te observeren, maar ze zijn niet erg nauwkeurig. Het varieert met een onzekerheid van 90 tot 150 procent. Net als bij fotometrische waarnemingen, kijkt de spectroscopische techniek naar kleur, maar veel beter naar de elementaire emissies van de stellaire atmosfeer. Hoewel het een lager onzekerheidspercentage heeft van 25 tot 50 procent, is het beperkt tot helderdere sterren. Net als een streepjescode meet het de zwaartekracht van het oppervlak door hoe breed de spectraallijnen verschijnen: hoge zwaartekracht wordt uit elkaar verspreid, terwijl lagere zwaartekracht smal is. In de asteroseismologie verscherpt de nauwkeurigheid tot slechts een paar procent, maar de metingen zijn moeilijk te verkrijgen en zijn beperkt tot heldere, nabije sterren. Bij deze techniek wordt het geluid dat door het stellaire interieur reist gemeten en worden specifieke frequenties bepaald die verband houden met de zwaartekracht van het oppervlak. Reuzensterren pulseren van nature op een lage toonhoogte, terwijl kleine sterren weerkaatsen op een hogere. Stel je de gong van een grote bel voor, in tegenstelling tot de jingle van een kleine.
Dus, wat is flikkering? Bij de flikkermethode worden de helderheidsverschillen van de ster gemeten, met name de variaties die binnen acht uur of minder optreden. Deze variaties lijken verband te houden met granulatie van het oppervlak, de onderlinge verbinding van "cellen" die het stellaire oppervlak bedekken. Deze regio's worden gevormd door gaskolommen die van onderen opstijgen. Voor sterren met een hoge zwaartekracht lijkt de granulatie fijner en flikkeren ze sneller, terwijl sterren met een lage zwaartekracht een grove granulatie vertonen en langzaam flikkeren. Het opnemen van flikkering is een eenvoudig proces, waarbij slechts vijf regels computercode nodig zijn om een basismeting te maken. Dankzij zijn gemak en eenvoud vermindert het niet alleen de kosten voor het verkrijgen van gegevens, maar elimineert het ook veel van de inspanning die nodig is om de zwaartekracht van een groot aantal sterren te meten.
'De spectroscopische methoden zijn als chirurgie. De analyse is nauwkeurig en ingewikkeld en zeer fijnmazig ', aldus Stassun. 'Flicker lijkt meer op echografie. Je laat de sonde gewoon rond het oppervlak lopen en je ziet wat je moet zien. Maar het diagnostische vermogen - althans om de zwaartekracht te meten - is even goed, zo niet beter. '
Is de flikkermethode nauwkeurig? Door metingen naast asteroseismologie te plaatsen, hebben onderzoekers vastgesteld dat deze een onzekerheidsfactor van minder dan 25 procent heeft - beter dan zowel spectroscopische als fotometrische resultaten. Het enige slechte kenmerk is dat het veeleisende gegevens vereist die over lange perioden zijn verzameld. Een speciaal instrument, Kepler, heeft echter al een enorme hoeveelheid informatie opgeleverd die kan worden gerecycled. Dankzij de tienduizenden waarnemingen van sterren die zijn gecontroleerd op exoplaneten, zijn Kepler-gegevens direct beschikbaar voor toekomstige flikkeronderzoeken.
"De voortreffelijke precisie van de gegevens van Kepler stelt ons in staat het karnen en de golven op de oppervlakken van sterren te volgen", zegt teamlid Joshua Pepper, assistent-professor natuurkunde aan de Lehigh University. "Dit gedrag veroorzaakt subtiele veranderingen in de helderheid van een ster op een tijdschaal van een paar uur en vertelt ons tot in detail hoe ver deze sterren zijn in hun evolutionaire levens."
Hoe werd flikkering ontdekt? Afgestudeerde student Fabienne Bastien was de eerste die iets anders opmerkte terwijl hij speciale visualisatiesoftware gebruikte om Kepler-gegevens te onderzoeken. Deze software, ontwikkeld door Vanderbilt-astronomen, was oorspronkelijk bedoeld voor het onderzoeken van grote, multidimensionale astronomiegegevenssets. (De tool voor gegevensvisualisatie die deze ontdekking mogelijk maakte, genaamd Filtergraph, is gratis voor het publiek.)
"Ik was verschillende parameters aan het uitzetten op zoek naar iets dat correleerde met de sterkte van de magnetische velden van sterren", zei Bastien. "Ik heb het niet gevonden, maar ik heb wel een interessante correlatie gevonden tussen bepaalde flikkerpatronen en stellaire zwaartekracht."
Bastien rapporteerde vervolgens haar ontdekking aan Stassun. Even nieuwsgierig besloot het paar toen om de nieuwe methode uit te proberen op gearchiveerde Kepler-lichtkrommen van enkele honderden zonachtige sterren. Volgens het persbericht merkten ze een patroon op toen ze de gemiddelde helderheid van een bepaalde ster in kaart brachten tegen de flikkerintensiteit. “Naarmate sterren ouder worden, daalt hun algehele variatie geleidelijk tot een minimum. Dit is gemakkelijk te begrijpen omdat de snelheid waarmee een ster ronddraait geleidelijk afneemt. Naarmate sterren dit minimum naderen, begint hun flikkering in complexiteit te groeien - een kenmerk dat de astronomen 'craquelé' hebben genoemd. Zodra ze dit punt, dat ze de flikkervloer noemen, hebben bereikt, lijken de sterren deze lage variabiliteit voor de rest van hun leven te behouden, hoewel het weer lijkt te groeien naarmate de sterren het einde van hun leven naderen als rode gigantische sterren . '
"Dit is een interessante nieuwe manier om naar de evolutie van sterren te kijken en een manier om de toekomstige evolutie van onze zon in een groter perspectief te plaatsen", zei Stassun.
Dus wat is de toekomst van onze zon volgens flikkering? Toen de onderzoekers de lichtcurve van de zon proefden, ontdekten ze dat deze 'net boven de flikkervloer zweefde'. Deze meting brengt hen tot de hypothese dat Sol zal transformeren naar een "toestand van minimale variabiliteit en daardoor zijn vlekken zal verliezen". Zou dit de reden kunnen zijn waarom we niet zoveel activiteit zien als verwacht tijdens de huidige maximale zonne-tijd, of is dit slechts een nieuwe theorie waar het te vroeg is om aannames te doen? We noemen je flikkering en verhogen je twee plekken ...
Oorspronkelijke verhaalbron: Vanderbilt News Release.
