Äsja on avastatud tähe pinna gravitatsiooni mõõtmise lihtne, kuid elegantne meetod. Astronoomide meeskonna poolt välja töötatud ja Vanderbilti füüsika- ja astronoomiaprofessori Keivan Stassuni juhitud see uus tehnika mõõdab tähe virvendust.
Kuna mõõtemääramatus ulatub 50 protsendist 200 protsendini, on astronoomid innukalt otsustanud kasutada uut võimalust tähe pinna gravitatsiooni mõõtmiseks, mis võrdsustab mänguvälja. Kui saadakse täiustatud arvud mitmesuguste tähtede jaoks erinevatel vahemaadel, võib see uus meetod mõõtemääramatuse arvu pooleks jagada.
"Kui teate tähe pinna gravitatsiooni, on selle massi, suuruse ja muude oluliste füüsikaliste omaduste määramiseks vaja ainult ühte teist mõõtmist - selle temperatuuri, mida on üsna lihtne saada," ütles Stassun.
"Tähepinna gravitatsioonide hästi mõõtmine on alati olnud keeruline ettevõtmine," lisas uuringu läbiviimisse Berkeley osariigi California ülikooli astronoomiaprofessor Gibor Basri. "Seega on väga meeldiv üllatus avastada, et tähevalguse väike vilkumine on selle tegemiseks suhteliselt lihtne viis."
Kuidas me praegu tähepinna gravitatsiooni mõõdame? Siiani tuginesid astronoomid kolmele meetodile: fotomeetriline, spektroskoopiline ja asteroseismiline. See uus mõõtmisviis, mida nimetatakse “virvendusmeetodiks”, on palju lihtsam kui eelmised viisid ja on tegelikult täpsem kui kaks neist. Vaatame kõiki kolme praegu aktsepteeritud meetodit ...
Fotomeetria jaoks vaadeldakse, kui eredalt särab täht erinevates värvides. Nagu graafik, näitavad need mustrid keemilist koostist, temperatuuri ja pinna gravitatsiooni. Fotomeetrilisi andmeid, mida saab kasutada nõrkade tähtede puhul, on lihtne jälgida, kuid need pole kuigi täpsed. See ulatub mõõtemääramatusega 90–150 protsenti. Sarnaselt fotomeetriliste vaatlustega võtab ka spektroskoopiline tehnika vaatluse alla värvi, kuid tähe atmosfääri elementaarsete emissioonide lähemalt. Ehkki selle mõõtemääramatuse protsent on madalam (25–50 protsenti), piirdub see heledamate tähtedega. Nagu vöötkood, mõõdab see pinna gravitatsiooni spektraaljoonte laiuse järgi: kõrge gravitatsioon jaotub laiali, madalam gravitatsioon aga kitsas. Astroseismoloogias suureneb täpsus vaid mõne protsendini, kuid mõõtmisi on keeruline saada ja need piirduvad heledate, läheduses asuvate tähtedega. Selle tehnika puhul mõõdetakse läbi tähe interjööri liikuv heli ja täpsustatakse pinna raskusega seotud konkreetsed sagedused. Hiiglaslikud tähed pulseerivad loomulikult madalal sammul, väikesed tähed aga kõrgemal. Kujutage ette suure kella gongi, mitte väikese helisignaali.
Mis siis virvendab? Virvendusmeetodi korral mõõdetakse tähe heleduse erinevusi - täpsemalt variatsioone, mis tekivad kaheksa või vähem tunni jooksul. Need variatsioonid näivad olevat seotud pinna granuleerimisega, tähepinda katvate „rakkude” omavahel ühendamisega. Need piirkonnad on moodustatud altpoolt tõusvate gaasikolonniga. Suure pinna gravitatsiooniga tähtede korral näib granuleerimine olevat peenem ja need vilguvad kiiremini, madala pinna gravitatsiooniga tähed aga jämedat granulatsiooni ja vilguvad aeglaselt. Virvenduse salvestamine on lihtne protsess, mis hõlmab põhimõõtmise jaoks ainult viit arvutikoodi rida. Tänu oma kergusele ja lihtsusele vähendab see mitte ainult andmete hankimise kulusid, vaid kaob ka suure hulga tähtede pinna gravitatsiooni mõõtmiseks vajalikke pingutusi.
“Spektroskoopilised meetodid on nagu operatsioon. Analüüs on täpne ja kaasatud ning väga peeneteraline, “ütles Stassun. “Virvendus sarnaneb rohkem ultraheliga. Jätad sond lihtsalt pinna ümber ja sa näed, mida sa pead nägema. Kuid selle diagnostiline võimsus - vähemalt gravitatsiooni mõõtmiseks - on sama hea kui mitte parem. ”
Kas virvendusmeetod on täpne? Asetades mõõtmised asteroseismoloogiaga kõrvuti, on teadlased kindlaks teinud, et selle mõõtemääramatustegur on väiksem kui 25 protsenti - parem kui nii spektroskoopilised kui ka fotomeetrilised tulemused. Selle ainus halb omadus on see, et see nõuab pikaajaliselt võetud andmete nõudlikkust. Spetsiaalne instrument Kepler on aga juba andnud tohutul hulgal teavet, mida saab taaskasutada. Tänu kümnetele tuhandetele tähevaatlustele eksoplaneetide jälgimisel, on Kepleri andmed hõlpsasti kättesaadavad tulevasteks virvendusuuringuteks.
"Kepleri andmete peen täpsus võimaldab meil jälgida tähtede pinnal olevat kõverust ja laineid," ütles meeskonna liige Joshua Pepper, Lehighi ülikooli füüsika dotsent. "See käitumine põhjustab tähe heleduse peent muutust mõnetunnisel skaalal ja ütleb meile väga üksikasjalikult, kui kaugel need tähed on oma evolutsioonilises elus."
Kuidas virvendus avastati? Abiturient Fabienne Bastien märkas esimesena Kepleri andmete uurimisel spetsiaalset visualiseerimistarkvara kasutades midagi pisut teistsugust. See tarkvara, mille on välja töötanud Vanderbilti astronoomid, oli algselt mõeldud suurte, mitmemõõtmeliste astronoomia andmekogumite uurimiseks. (Andmete visualiseerimise tööriist, mis seda avastust võimaldas, nimega Filtergraph, on üldsusele tasuta.)
"Ma joonistasin erinevaid parameetreid, otsides midagi, mis oleks korrelatsioonis tähtede magnetvälja tugevusega," ütles Bastien. "Ma ei leidnud seda, kuid leidsin huvitava korrelatsiooni teatud virvendusmustrite ja tähe raskuse vahel."
Seejärel teatas Bastien Stassunile oma avastusest. Sama uudishimulik otsustas paar proovida uut meetodit mitmesaja päikesesarnase tähe arhiveeritud Kepleri valguskõverate abil. Pressiteate kohaselt kaardistasid nad konkreetse tähe keskmise heleduse ja selle virvenduse intensiivsuse kaardistades mustri. “Tähtede vananedes langeb nende üldine varieeruvus järk-järgult miinimumini. See on hõlpsasti mõistetav, kuna tähe pöörlemiskiirus väheneb aja jooksul järk-järgult. Kui tähed lähenevad sellele miinimumile, hakkab nende virvendus muutuma keerukamaks - see on omadus, mille astronoomid on nimetanud "pragunema". Kui nad jõuavad sellesse punkti, mida nad kutsuvad väreluspõrandaks, püsivad tähed kogu ülejäänud elu nii madalal varieeruvuse tasemel, ehkki see näib taas kasvavat, kui tähed lähenevad oma elu lõppudele punaste hiiglaslike tähtedena . ”
"See on uus huvitav viis tähtede evolutsiooni vaatamiseks ja viis, kuidas meie Päikese tuleviku evolutsioon suuremasse perspektiivi asetada," ütles Stassun.
Mis on meie Päikese tulevik virvenduse järgi? Kui teadlased proovisid Päikese valguskõverat, leidsid nad, et see hõljub otse virvenduspõranda kohal. See mõõtmine viib nad hüpoteesini, et Sol muundub minimaalse varieeruvuse seisundiks ja kaotavad selle käigus oma täpid. Kas see võib olla põhjuseks, miks me ei näe praegusel päikese maksimaalsel ajal nii palju aktiivsust, kui võiks eeldada, või on see lihtsalt uus teooria, kus eelduste tegemine on liiga vara? Helistame teie virvendusele ja tõstame teile kaks punkti ...
Algne looallikas: Vanderbilti pressiteade.
