W tym tygodniu pierwsze wyniki misji Keplera pojawiają się falami ze spotkania American Astronomical Society (AAS) w Waszyngtonie. Mam na myśli gałąź astronomii, o której usłyszycie więcej, gdy Kepler i inne misje zaczynają odkrywać wewnętrzne struktury gwiazd - asterosejsmologię. Czym jest asterosejsmologia?
Sejsmologia to badanie trzęsień ziemi na Ziemi. Ale co ważniejsze w naszej dyskusji, jest to badanie fal sejsmicznych. Trzęsienia ziemi wytwarzają różnego rodzaju fale sejsmiczne, które przemieszczają się przez różne warstwy skały, zapewniając nam sposób na obrazowanie struktur głęboko w Ziemi. Zasadniczo duże trzęsienia ziemi zapewniają nam naturalny sonogram umożliwiający zajrzenie w głąb Ziemi, znacznie głębiej niż w przypadku tunelu lub wiercenia. Ponieważ fale te rozprzestrzeniają się z jednej strony planety na drugą, możemy spojrzeć aż do centrum Ziemi. W ten sposób wiemy, że zewnętrzny rdzeń Ziemi jest płynny, a względne wymiary i gęstości innych części wewnętrznej i powierzchniowej struktury Ziemi.
Asterosejsmologia, znana również jako sejsmologia gwiezdna, daje nam ten sam rodzaj wglądu w strukturę gwiazd. Studiując oscylacje w pulsujących gwiazdach, astronomowie mogą zajrzeć w samo serce gwiazd, jedno z najtrudniejszych miejsc do zaobserwowania w całym wszechświecie. Powodem, dla którego wnętrza gwiazd można badać na podstawie oscylacji, jest to, że różne tryby oscylacji przenikają na różne głębokości wewnątrz gwiazdy. Łącząc szybkość i amplitudę pulsacji z innymi informacjami, takimi jak widma, które ujawniają, jaki jest skład gwiazdy, uzyskujemy informacje o wewnętrznej strukturze gwiazd.
Tryby oscylacji gwiezdnej są podzielone na trzy kategorie, w zależności od siły, która je napędza: tryby akustyczne, grawitacyjne i fal grawitacyjnych powierzchniowych. Tryb p lub fale akustyczne mają ciśnienie jako siłę, stąd nazwa „tryb p”. Fale te mogą nam powiedzieć o strukturze i gęstości regionów poniżej powierzchni gwiazdy. Tryb g lub fale grawitacyjne są ograniczone do wnętrza gwiazdy. Tryb f lub powierzchniowe fale grawitacyjne są również falami grawitacyjnymi, ale występują w lub w pobliżu zewnętrznych warstw gwiazd, więc dostarczają nam informacji o warunkach powierzchniowych gwiazd.
Heliosejsmologia to badanie propagacji oscylacji falowych w Słońcu. Ponieważ Słońce jest najbliższą nam gwiazdą, znacznie łatwiej jest badać jego pulsacje bardziej szczegółowo. Interpretując oscylacje słoneczne, możemy nawet wykryć plamy słoneczne po drugiej stronie Słońca, zanim zostaną obrócone w pole widzenia. Wiele naszych modeli gwiezdnych wnętrz opiera się na informacjach uzyskanych dzięki badaniu oscylacji Słońca. Ale Słońce jest tylko jedną gwiazdą w jednym punkcie swojej ewolucji, więc aby naprawdę zrozumieć gwiazdy, musimy obserwować o wiele więcej gwiazd różnej wielkości, masy, składu i wieku.
Właśnie to robi teraz Kepler. Satelita wpatruje się w odcinek nieba o powierzchni 100 stopni kwadratowych między Łabędzią a Lyrą, stale zbierając dane o jasności ponad 150 000 gwiazd przez następne trzy do pięciu lat. Podczas gdy podstawową misją Keplera jest odkrywanie istnienia i liczebności planet podobnych do Ziemi wokół gwiazd, cała ta precyzyjna fotometria będzie wykorzystywana do innych celów naukowych, zwłaszcza do badania gwiazd zmiennych wszystkich typów i wykonywania asterosejsmologii na gwiazdach wykazujących oscylacje podobne do Słońca.
Długo oczekiwane wydanie pierwszych wyników naukowych z misji Keplera 4 stycznia zawierało wiele artykułów na temat asterosejsmologii i możliwości zrozumienia struktury gwiezdnej z niespotykanymi szczegółami. Astronomowie przybywają na nową falę informacji na temat propagacji fal w gwiazdach. Surfuj w górę!
Dalsza lektura:
Potencjał asterosejsmiczny Keplera: pierwsze wyniki dla gwiazd typu słonecznego
W. J. Chaplin, T. Appourchaux, Y. Elsworth, i in
http://arxiv.org/abs/1001.0506
Oscylacje podobne do słonecznych w czerwonych olbrzymach o niskiej jasności: pierwsze wyniki Keplera
T. R. Bedding, D. Huber, D. Stello, i in
http://arxiv.org/abs/1001.0229
Program asterosejsmologii Keplera: wprowadzenie i pierwsze wyniki
Ronald L. Gilliland, T. M. Brown, J. Christensen-Dalsgaard
http://arxiv.org/abs/1001.0139
