Na podstawie wyników z pierwszego roku misji Kepler naukowcy nauczyli się rozróżniać dwie różne grupy czerwonych olbrzymów: gigantów i prawdziwie gigantów. Wyniki zostaną opublikowane w tym tygodniu wNatura.
Czerwone olbrzymy, wyczerpawszy zapasy wodoru w swoich rdzeniach, palą wodór w otaczającej skorupie. Gdy czerwony olbrzym jest wystarczająco rozwinięty, hel w rdzeniu również ulega fuzji. Do tej pory bardzo różne etapy wyglądały mniej więcej tak samo.
Główny autor Timothy Bedding z University of Sydney w Australii i jego koledzy zastosowali precyzyjną fotometrię uzyskaną przez statek kosmiczny Kepler nad
ponad rok, aby zmierzyć oscylacje u kilkuset czerwonych olbrzymów.
Korzystając z techniki zwanej asterosejsmologią, naukowcy byli w stanie umieścić gwiazdy w dwóch wyraźnych grupach, „pozwalając nam jednoznacznie rozróżnić gwiazdy płonące powłokę wodorową (odstępy między okresami to głównie 50 sekund) i te, które również płoną hel (odstępy między okresami 100 do 300 sekund) ”, piszą. Ta ostatnia populacja nadaje gwiazdom wzór oscylacji zdominowany przez odstępy czasu w trybie grawitacyjnym.
W powiązanym Wiadomości i opinie artykuł, Travis Metcalfe z Boulder, Colo. z Narodowego Centrum Badań Atmosferycznych wyjaśnia, że podobnie jak słońce, „powierzchnia czerwonego giganta wydaje się wrzeć, gdy konwekcja podnosi ciepło z wnętrza i promieniuje je w chłód kosmosu . Te turbulentne ruchy działają jak ciągłe trzęsienia gwiazd, tworząc fale dźwiękowe, które przemieszczają się przez wnętrze i z powrotem na powierzchnię. ” Niektóre z dźwięków, pisze, mają właściwy ton - milion razy niższy niż to, co ludzie słyszą - aby ustawić fale stojące zwane oscylacjami, które powodują, że cała gwiazda regularnie zmienia jasność przez wiele godzin i dni, w zależności od jej rozmiar. Asterosejsmologia to metoda pomiaru tych oscylacji.
Metcalfe wyjaśnia dalej, że historia życia czerwonego olbrzyma zależy nie tylko od jego wieku, ale także od jego masy, a gwiazdy mniejsze niż około dwa razy więcej niż masa Słońca ulegają nagłemu zapłonowi zwanemu błyskiem helowym.
„W przypadku masywniejszych gwiazd przejście do spalania rdzenia helu jest stopniowe, więc gwiazdy wykazują szerszy zakres rozmiarów rdzenia i nigdy nie doświadczają błysku helu. Bedding i koledzy pokazują, w jaki sposób te dwie populacje można obserwować obserwacyjnie za pomocą ich trybów oscylacji, dostarczając nowe dane w celu zweryfikowania wcześniej niesprawdzonej prognozy teorii ewolucji gwiazd ”- pisze.
Autorzy badania doszli do wniosku, że ich nowy pomiar odstępów czasu w trybie grawitacyjnym „jest niezwykle wiarygodnym parametrem do rozróżnienia gwiazd w tych dwóch etapach ewolucji, o których wiadomo, że mają bardzo różne gęstości rdzenia, ale pod innymi względami są bardzo podobne w swoich podstawowych właściwościach (masa , jasność i promień). Zauważamy, że inne obserwowalne elementy asterosejsmiczne, takie jak małe separacje w trybie p, nie są w stanie tego zrobić. ”
Źródło: Nature
