Äskettäin on löydetty yksinkertainen, mutta tyylikäs menetelmä tähtipinnan painovoiman mittaamiseen. Tähtitieteilijöiden ryhmän kehittämä ja Vanderbilt-fysiikan ja tähtitieteen professori Keivan Stassun johdolla tämä uusi tekniikka mittaa tähden “välkkymistä”.
Epävarmuuden ollessa 50 prosentista 200 prosenttiin, tähtitieteilijät ovat innokkaita tarttumaan uuteen tapaan mitata tähden pinnan painovoima, joka tasoittaa pelikenttää. Saatu parantuneita lukuja monille tähtiä vaihtelevilla etäisyyksillä, tämä uusi menetelmä saattaa pystyä leikkaamaan epävarmuusluvun puoleen.
"Kun tiedät tähtipinnan painovoiman, tarvitset vain yhden muun mittauksen, sen lämpötilan, joka on melko helppo saada, massan, koon ja muiden tärkeiden fysikaalisten ominaisuuksien määrittämiseksi", Stassun sanoi.
"Tähtien pintapainojen mittaaminen hyvin on aina ollut vaikeaa liiketoimintaa", lisäsi tutkimukseen osallistuneen Berkeleyn Kalifornian yliopiston tähtitieteen professori Gibor Basri. "Joten on erittäin miellyttävä yllätys huomata, että tähden valon hienovarainen välkkyminen tarjoaa suhteellisen helpon tavan tehdä se."
Kuinka voimme tällä hetkellä mitata tähtien pinnan painovoimaa? Tähän asti tähtitieteilijät ovat luottaneet kolmeen menetelmään: fotometriseen, spektroskooppiseen ja asteroseismiseen. Tämä uusi mittaustapa, joka tunnetaan nimellä ”välkkymismenetelmä”, on paljon yksinkertaisempi kuin aikaisemmat tavat ja on itse asiassa tarkempi kuin kaksi niistä. Katsotaanpa kaikkia kolmea tällä hetkellä hyväksyttyä menetelmää ...
Fotometriassa tarkastellaan kuinka kirkkaasti tähti loistaa eri väreissä. Kuten kuvaaja, nämä kuviot paljastavat kemiallisen koostumuksen, lämpötilan ja pintapainon. Fotometrisiä tietoja, joita voidaan käyttää vaaleissa tähtiä, on helppo havaita, mutta ne eivät ole kovin tarkkoja. Se vaihtelee epävarmuudella 90-150 prosenttia. Samoin kuin fotometrisissä havainnoissa, spektroskooppinen tekniikka tarkastelee väriä, mutta paljon tarkemmin tähtien ilmakehän alkuainepäästöjä. Vaikka sen epävarmuusaste on alhaisempi - 25-50 prosenttia, se rajoittuu kirkkaampiin tähtiin. Kuten viivakoodi, se mittaa pinnan painovoimaa spektriviivojen ulottuvuudella: korkea painovoima leviää toisistaan, kun taas alempi painovoima on kapea. Astroseismologiassa tarkkuus kiristyy vain muutamiin prosentteihin, mutta mittauksia on vaikea saada ja ne rajoittuvat kirkkaisiin, lähellä oleviin tähtiin. Tässä tekniikassa mitataan tähtien sisätilojen läpi kulkeva ääni ja määritetään pinnan painovoimaan liittyvät erityiset taajuudet. Jättilähteet pulssivat luonnollisesti matalalla sävelkorkeudella, kun taas pienet tähdet kaikuvat korkeammalla. Kuvittele suuren kellon gongia kuin pienen soittoääni.
Joten mitä vilkkua? Välkyntämenetelmässä tähden kirkkauserot mitataan - erityisesti variaatiot, jotka tapahtuvat kahdeksassa tai alle tunnissa. Nämä variaatiot näyttävät olevan sidoksissa pinnan rakeistukseen, tähtien pinnan peittävien “solujen” yhdistämiseen. Nämä alueet muodostuvat alhaalta nousevista kaasupylväistä. Tähteillä, joilla on korkea pintapaino, rakeistus näyttää olevan hienompaa ja ne vilkkuvat nopeammin, kun taas pienellä pintapainolla varustetut tähdet näyttävät karkean rakeisuuden ja vilkkuvat hitaasti. Tallennuksen välkkyminen on yksinkertainen prosessi, johon kuuluu vain viisi riviä tietokonekoodia perusmittauksen luomiseksi. Helppuutensa ja yksinkertaisuutensa ansiosta se vähentää tietojen hankkimiskustannuksia ja eliminoi myös suuren osan tarvittavista ponnisteluista suuren määrän tähtijen pintapainon mittaamiseksi.
”Spektroskooppiset menetelmät ovat kuin leikkaus. Analyysi on huolellista ja mukana sekä erittäin hienorakeista ”, Stassun sanoi. ”Vilkkuminen on enemmän kuin ultraääni. Ohjaat vain anturia pinnan ympäri ja näet mitä sinun täytyy nähdä. Mutta sen diagnoositeho - ainakin painovoiman mittaamiseksi - on yhtä hyvä, ellei parempi. "
Onko välkkymismenetelmä tarkka? Asettamalla mittaukset vierekkäin asteroseismologian kanssa, tutkijat ovat todenneet, että sen epävarmuustekijä on alle 25 prosenttia - parempi kuin sekä spektroskopiset että fotometriset tulokset. Sen ainoa huono ominaisuus on, että se vaatii vaativaa dataa, joka on otettu pitkiltä ajanjaksoilta. Erikoislaite, Kepler, on kuitenkin jo antanut valtavan määrän tietoa, joka voidaan kierrättää. Kymmenien tuhansien tähtihavaintojen ansiosta, joita on tarkkailtu eksoplaneettojen suhteen, Keplerin tiedot ovat helposti saatavissa tuleviin välkkyntutkimuksiin.
"Keplerin tietojen hieno tarkkuus antaa meille mahdollisuuden seurata tähteiden pinnalla tapahtuvaa murtuvuutta ja aaltoja", sanoi ryhmän jäsen Joshua Pepper, Lehighin yliopiston fysiikan apulaisprofessori. "Tämä käyttäytyminen aiheuttaa hienoisia muutoksia tähden kirkkauteen muutaman tunnin aikataulussa ja kertoo meille hyvin yksityiskohtaisesti, kuinka kaukana nämä tähdet ovat evoluutio-elämässään."
Kuinka välkyntä havaittiin? Jatko-opiskelija Fabienne Bastien havaitsi ensimmäisenä jotain hieman erilaista, kun käytti erityistä visualisointiohjelmistoa tutkimaan Keplerin tietoja. Tämä Vanderbiltin tähtitieteilijöiden kehittämä ohjelmisto oli alun perin tarkoitettu suurten, moniulotteisten tähtitieteiden tietoaineistojen tutkimiseen. (Tiedon visualisointityökalu, joka mahdollisti tämän löytön, nimeltään Filtergraph, on ilmainen yleisölle.)
"Piirrosin erilaisia parametrejä etsimällä jotain, joka korreloi tähtijen magneettikentän voimakkuuden kanssa", Bastien sanoi. "En löytänyt sitä, mutta löysin mielenkiintoisen korrelaation tiettyjen välkkymiskuvioiden ja tähtipainoisuuden välillä."
Bastien kertoi löytöstään Stassunille. Yhtä utelias, pari päätti sitten kokeilla uutta menetelmää useiden satojen auringonkaltaisten tähtien arkistoiduissa Kepler-valokäyrissä. Lehdistötiedotteen mukaan he havaitsivat kuvion, kun he kartoittivat minkä tahansa tähden keskimääräisen kirkkauden sen välkkymisen voimakkuuteen nähden. Tähtien vanhetessa niiden kokonaisvaihtelu laskee vähitellen minimiin. Tämä ymmärretään helposti, koska tähden pyöritysnopeus laskee asteittain ajan myötä. Kun tähdet lähestyvät tätä minimiä, niiden välkkyminen alkaa kasvaa monimutkaisesti - ominaispiirteelle, jonka tähtitieteilijät ovat merkinneet ”räpän”. Saavuttuaan tähän kohtaan, jota he kutsuvat välkkymiskerrokseksi, tähdet näyttävät ylläpitävän tätä alhaista vaihteluastetta loppuelämänsä ajan, vaikkakin näyttää siltä kasvavan jälleen, kun tähdet lähestyvät elämänsä loppua punaisina jättilähteinä .”
"Tämä on uusi mielenkiintoinen tapa tarkastella tähtien kehitystä ja tapa laittaa Auringomme tulevaisuuden evoluutio suurempaan perspektiiviin", Stassun sanoi.
Joten mikä on meidän aurinkomme tulevaisuus vilkkumisen mukaan? Kun tutkijat ottivat näytteen Auringon valokäyrästä, he havaitsivat sen leijuvan juuri välkkyvän lattian yläpuolelle. Tämä mittaus saa heidät olettamaan, että Sol muuttuu "minimimuuttuvuuden tilaan ja menettää prosessissaan täplänsä". Voisiko tämä olla syy siihen, miksi emme näe niin paljon aktiivisuutta kuin odotettiin nykyisen aurinkoenergian maksimiajan kuluessa, vai onko tämä vain uusi teoria, jossa on liian aikaista tehdä oletuksia? Soitamme välkkyyllesi ja nostamme sinulle kaksi pistettä ...
Alkuperäinen tarinan lähde: Vanderbilt-lehdistötiedote.
