Một phương pháp đơn giản nhưng thanh lịch để đo trọng lực bề mặt của một ngôi sao vừa được phát hiện. Được phát triển bởi một nhóm các nhà thiên văn học và đứng đầu là Giáo sư Vật lý và Thiên văn học Vanderbilt, Keivan Stassun, kỹ thuật mới này đo lường một ngôi sao Ngôi làng nhấp nháy.
Với độ không chắc chắn dao động từ 50 phần trăm đến 200 phần trăm, các nhà thiên văn học đã háo hức nắm bắt một cách mới để đo trọng lực bề mặt ngôi sao sẽ san bằng sân chơi. Bằng cách thu được các số liệu được cải thiện cho nhiều loại sao ở khoảng cách khác nhau, phương pháp mới này có thể cắt giảm một nửa con số không chắc chắn.
Stassun cho biết, khi bạn biết trọng lực bề mặt sao, bạn chỉ cần một phép đo khác, nhiệt độ của nó, khá dễ dàng để xác định khối lượng, kích thước và các tính chất vật lý quan trọng khác, Stassun nói.
Giv Basri, giáo sư thiên văn học tại Đại học California, Berkeley, người đã đóng góp cho nghiên cứu. Vì vậy, thật bất ngờ khi thấy rằng sự nhấp nháy tinh tế của một ngôi sao ánh sáng Cung cấp một cách tương đối dễ dàng để làm điều đó.
Làm thế nào để chúng ta hiện đang đi về đo trọng lực bề mặt sao? Cho đến nay, các nhà thiên văn học đã dựa vào ba phương pháp: trắc quang, quang phổ và thiên thạch. Cách đo lường mới này, được gọi là phương pháp nhấp nháy trên YouTube, đơn giản hơn nhiều so với các cách trước đây và thực sự chính xác hơn hai trong số chúng. Chúng ta hãy xem xét cả ba phương pháp hiện đang được chấp nhận
Đối với trắc quang, người ta nhìn vào một ngôi sao tỏa sáng rực rỡ như thế nào với nhiều màu sắc khác nhau. Giống như một biểu đồ, các mẫu này tiết lộ thành phần hóa học, nhiệt độ và trọng lực bề mặt. Có thể được sử dụng trên các ngôi sao mờ, dữ liệu trắc quang rất dễ quan sát, nhưng nó không chính xác lắm. Nó dao động với độ không chắc chắn từ 90 đến 150 phần trăm. Tương tự như các quan sát trắc quang, kỹ thuật quang phổ nhìn vào màu sắc, nhưng nhìn kỹ hơn về sự phát xạ nguyên tố của bầu khí quyển sao. Mặc dù nó có tỷ lệ không chắc chắn thấp hơn từ 25 đến 50 phần trăm, nhưng nó bị giới hạn ở các ngôi sao sáng hơn. Giống như mã vạch, nó đo trọng lực bề mặt bằng cách các vạch quang phổ xuất hiện rộng như thế nào: trọng lực cao được phân tán, trong khi trọng lực thấp hơn hẹp. Trong nghiên cứu về tiểu hành tinh, độ chính xác chỉ còn vài phần trăm, nhưng các phép đo rất khó thu được và bị giới hạn ở các ngôi sao sáng gần đó. Trong kỹ thuật này, âm thanh truyền qua phần bên trong sao được đo và tần số cụ thể liên quan đến trọng lực bề mặt được xác định chính xác. Những ngôi sao khổng lồ tự nhiên đập ở một âm vực thấp trong khi những ngôi sao nhỏ lại vang lên ở một mức cao hơn. Hãy tưởng tượng chiêng của một chiếc chuông lớn trái ngược với tiếng leng keng của một chiếc chuông nhỏ.
Vì vậy, nhấp nháy là gì? Trong phương pháp nhấp nháy, sự khác biệt về độ sáng của ngôi sao được đo - cụ thể là các biến thể xảy ra trong tám giờ hoặc ít hơn. Những biến thể này dường như được gắn liền với quá trình tạo hạt bề mặt, sự kết nối của các tế bào khác nhau trên bề mặt sao. Những vùng này được hình thành bởi các cột khí tăng từ bên dưới. Đối với các ngôi sao có trọng lực bề mặt cao, quá trình tạo hạt dường như mịn hơn và chúng nhấp nháy nhanh hơn, trong khi các ngôi sao có trọng lực bề mặt thấp hiển thị quá trình tạo hạt thô và nhấp nháy chậm. Ghi nhấp nháy là một quá trình đơn giản, một quy trình chỉ bao gồm năm dòng mã máy tính để tạo ra một phép đo cơ bản. Nhờ tính dễ dàng và đơn giản, nó không chỉ giảm chi phí lấy dữ liệu mà còn loại bỏ rất nhiều nỗ lực cần thiết để đo trọng lực bề mặt của một số lượng lớn các ngôi sao.
Các phương pháp quang phổ giống như phẫu thuật. Phân tích rất tỉ mỉ và có liên quan và rất chi tiết, Stassun nói. Cơn sốt Flicker giống như siêu âm. Bạn chỉ cần chạy đầu dò xung quanh bề mặt và bạn thấy những gì bạn cần thấy. Nhưng khả năng chẩn đoán của nó - ít nhất là cho mục đích đo trọng lực - là tốt nếu không muốn nói là tốt hơn.
Là phương pháp nhấp nháy chính xác? Bằng cách đặt các phép đo cạnh nhau với phương pháp nghiên cứu về tiểu hành tinh, các nhà nghiên cứu đã xác định nó có hệ số không chắc chắn dưới 25% - tốt hơn cả kết quả quang phổ và trắc quang. Tính năng xấu duy nhất của nó là yêu cầu dữ liệu chính xác được thực hiện trong thời gian dài. Tuy nhiên, một công cụ đặc biệt, Kepler, đã cung cấp một lượng lớn thông tin có thể được tái chế. Nhờ có hàng chục ngàn quan sát các ngôi sao được theo dõi ngoại hành tinh, dữ liệu Kepler có sẵn cho các kỳ thi nhấp nháy trong tương lai.
Chính xác tinh tế của dữ liệu từ Kepler cho phép chúng ta theo dõi sự khuấy động và sóng trên bề mặt của các ngôi sao, Josh cho biết, thành viên nhóm nghiên cứu Joshua Pepper, trợ lý giáo sư vật lý tại Đại học Lehigh cho biết. Hành vi này gây ra những thay đổi tinh vi đối với độ sáng của ngôi sao trên thang thời gian vài giờ và cho chúng ta biết rất chi tiết về những ngôi sao này trong thời gian tiến hóa của chúng.
Làm thế nào được nhấp nháy phát hiện? Sinh viên tốt nghiệp Fabienne Bastien là người đầu tiên nhận thấy một chút khác biệt trong khi sử dụng phần mềm trực quan đặc biệt để kiểm tra dữ liệu Kepler. Phần mềm này, được phát triển bởi các nhà thiên văn học Vanderbilt, ban đầu được dự định để điều tra các bộ dữ liệu thiên văn lớn, đa chiều. (Công cụ trực quan hóa dữ liệu cho phép khám phá này, được gọi là Filtergraph, miễn phí cho công chúng.)
Bastien đã vẽ ra các thông số khác nhau để tìm kiếm thứ gì đó tương quan với sức mạnh của các từ trường sao, ông Bastien nói. Tôi đã tìm thấy nó, nhưng tôi đã tìm thấy một mối tương quan thú vị giữa các mô hình nhấp nháy nhất định và lực hấp dẫn của sao.
Bastien sau đó báo cáo khám phá của cô cho Stassun. Cũng tò mò không kém, cặp đôi sau đó quyết định thử phương pháp mới trên các đường cong ánh sáng Kepler được lưu trữ của hàng trăm ngôi sao giống như mặt trời. Theo thông cáo báo chí, khi họ vạch ra độ sáng trung bình của bất kỳ ngôi sao cụ thể nào so với cường độ nhấp nháy của nó, họ nhận thấy một mô hình. Khi tuổi sao, biến thể tổng thể của chúng giảm dần đến mức tối thiểu. Điều này dễ hiểu vì tốc độ quay của một ngôi sao giảm dần theo thời gian. Khi các ngôi sao tiến gần đến mức tối thiểu này, ánh sáng nhấp nháy của chúng bắt đầu phát triển phức tạp - một đặc điểm mà các nhà thiên văn học đã gắn nhãn crackle. Khi chúng đạt đến điểm này, mà chúng gọi là sàn nhấp nháy, các ngôi sao dường như duy trì mức độ biến đổi thấp này trong suốt quãng đời còn lại, mặc dù nó dường như mọc lại khi các ngôi sao tiến gần đến cuối đời như những ngôi sao khổng lồ đỏ .
Stassun cho biết đây là một cách mới thú vị để xem xét sự tiến hóa của sao và cách đưa sự tiến hóa trong tương lai của Sun Sun của chúng ta vào một viễn cảnh rộng lớn hơn, Stassun nói.
Vì vậy, tương lai Sun Sun của chúng ta theo flicker là gì? Khi các nhà nghiên cứu lấy mẫu đường cong ánh sáng Mặt trời, họ thấy nó lơ lửng ngay trên sàn nhà nhấp nháy. Phép đo này khiến họ đưa ra giả thuyết rằng Sol sẽ biến đổi sang trạng thái biến thiên tối thiểu và trong quá trình đó, sẽ mất điểm. Đây có thể là lý do tại sao chúng ta không thể thấy nhiều hoạt động như mong đợi trong thời gian tối đa mặt trời hiện tại, hay đây chỉ là một lý thuyết mới khi mà nó quá sớm để đưa ra bất kỳ giả định nào? Chúng tôi sẽ gọi flicker của bạn và nâng bạn lên hai điểm
Nguồn gốc của câu chuyện: Vanderbilt News Release.
