Je leest:

Asteroseismologie: ook hier een rol voor amateurs

Asteroseismologie: ook hier een rol voor amateurs

Auteur: | 1 mei 2001

Het onderzoeksdomein dat men aanduidt met asteroseismologie heeft als doel de meetbare eigenschappen van de over het steroppervlak lopende trillingen te verbinden met de inwendige structuur van de ster. Recent onderzoek duidt erop dat zulke trillingen ook kunnen voorkomen in rode veranderlijken – een type veranderlijke sterren dat heel geschikt is voor amateur-waarnemers.

Trillingen treden in allerlei lichamen in onze omgeving op wanneer deze onderworpen worden aan kleine storingen van welke aard dan ook. Men denke dan in de eerste plaats aan muziekinstrumenten, die geluidsgolven veroorzaken wanneer ze aan het trillen worden gebracht. Elk van de instrumenten heeft zijn eigen klank. Dit komt doordat de tonen van elk instrument volledig afhangen van de bouw ervan.

Vertalen we onze muzikale inleiding naar de sterren, dan is het evenzeer zo dat elke ster die aan een storing wordt onderworpen ‘klinkt’ volgens haar interne structuur, die weer wordt bepaald door haar dichtheid, druk, temperatuur, chemische samenstelling enzovoorts. Door de trillingen die in een ster optreden te detecteren, kunnen we dus iets te weten komen over de interne opbouw ervan.

Een hoofdreeksster met een massa van tien zonsmassa’s heeft een andere inwendige opbouw dan de zon of dan een rode reus. De eerste heeft namelijk een convectieve kern, de tweede een dunne convectieve buitenlaag en de derde een zeer uitgebreide convectieve buitenzone. We hebben dus wel een ruw idee over de structuur van sterren met verschillende massa en leeftijd, maar een gedetailleerd beeld hiervan is niet bekend. Dit komt doordat we niet ‘binnenin’ een ster kunnen kijken. Alle eigenschappen van de sterren moeten we afleiden uit de energie die de ster door haar oppervlak uitstraalt. Maar het leven van een ster wordt volledig bepaald door haar inwendige processen. We hebben er dus alle belang bij om die interne structuur in alle details te kennen, om zo de evolutie van de zon, van alle andere sterren en zodoende ook van melkwegstelsels en het heelal nauwkeurig te kunnen voorspellen.

Een kijkje in het inwendige

Asteroseismologie is een belangrijke wetenschapstak, omdat zij het mogelijk maakt om indirect in het inwendige van een ster te kijken. De precieze waarden van de frequenties/perioden van een trillende ster worden immers bepaald door, en zijn dus kenmerkend voor, de inwendige eigenschappen van die ster. Gelukkig zijn deze frequenties/perioden relatief gemakkelijk en met een zeer grote nauwkeurigheid te meten, bijvoorbeeld op basis van een tijdreeks van metingen van de lichtvariaties en/of de snelheidsvariaties die optreden als gevolg van de trillingen die de ster ondergaat. Hoe langer de tijdreeks van de metingen, des te nauwkeuriger de frequenties kunnen worden bepaald. Bovendien treden stertrillingen veel op, in allerlei verschillende stertypen. In figuur 1 worden in het Hertz-sprung-Russell-diagram alle tot nu toe bekende klassen van trillende sterren aangeduid. Zoals we kunnen vaststellen, omvatten trillende sterren bijna alle massa’s en evolutiestadia. De perioden van de trillingen variëren van enkele minuten (witte dwergen) tot jaren (rode reuzen). Veelal treedt multiperiodiciteit op, wat betekent dat verschillende tonen tegelijk worden aangeslagen. Deze multiperiodiciteit leidt tot lange zwevingsperioden, zelfs indien de perioden van de individuele trillingen vrij kort zijn.

De amplitudes van de lichtvariaties gaan van enkele magnituden (in cepheïden, RR Lyrae-sterren en rode veranderlijken) tot de huidige detectielimiet van de instrumenten (een duizendste magnitude). Wellicht treden veel meer trillingen op met een kleinere amplitude, maar het is vooralsnog niet mogelijk deze te vinden op basis van metingen vanaf de aarde. In het bijzonder vermelden we dat de zon duizenden niet-radiale trillingen ondergaat met perioden in de orde van vijf minuten, snelheidsamplitudes in de orde van cm/s en helderheidsvariaties in de orde van een miljoenste magnitude. Zulke trillingen worden ook bij andere sterren voorspeld, maar de amplitudes zijn zo klein dat we ze vanaf de aarde niet kunnen detecteren.

Wanneer we van een ster het gehele trillingsfrequentiespectrum kunnen meten, kunnen we daaruit belangrijke fysische eigenschappen afleiden. Voorbeelden hiervan zijn de schatting van de uitgebreidheid van de inwendige convectieve zone in sterren met een massa groter dan acht zonsmassa’s, het afleiden van de interne rotatie en het zeer nauwkeurig schatten van de leeftijd van de ster. Het eerste voorbeeld is van belang om de evolutie van voorlopers van supernovae van type II beter te begrijpen. Dat dit hard nodig is, werd ons duidelijk toen bleek dat de voorganger van SN 1987A een blauwe reus was, en geen rode zoals de huidige theorie van de sterevolutie voorspelt. Dit voorbeeld toont de beperking aan van onze kennis van de evolutie van de zware sterren, die verantwoordelijk zijn voor de chemische verrijking van de melkweg. De nauwkeurige leeftijdsbepaling is meer van kosmologisch belang, omdat de huidige schattingen van leeftijden van oude, lichte sterren van populatie II vaak resulteren in een leeftijd die groter is dan die van het heelal…

Schematische representatie van de verschillende klassen van trillende sterren in het Hertzsprung-Russell-diagram, waarop tevens alle sterren met een nauwkeurige parallaxbepaling door de satelliet HIPPARCOS worden getoond als puntjes. De streepjeslijn duidt de hoofdreeks aan.

Eigenschappen van stertrillingen

De eenvoudigste stertrilling die kan optreden is een radiale trilling, waarbij de ster op regelmatige wijze inkrimpt en uitzet, terwijl de sferische symmetrie tijdens de pulsatiecyclus bewaard blijft. Cepheï-den en RR Lyrae-sterren zijn bekende voorbeelden van radiaal trillende sterren.

Een radiale trilling wordt enerzijds gekarakteriseerd door haar frequentie (tijdsafhankelijkheid) en anderzijds door het aantal concentrische knoopoppervlakken tussen het steroppervlak en het stercentrum (ruimtelijke afhankelijkheid). Men duidt dit aantal knoopoppervlakken aan met het getal n en spreekt van de radiale orde (bij een muziekinstrument spreekt men van de verschillende boventonen). De grondtoon komt overeen met n=0 en duidt op een trillingsmodus die niet van teken wisselt (geen knoop heeft) tussen het steroppervlak en het sterinwendige. De eerste boventoon heeft één concentrisch knoopoppervlak waar de trilling van teken wisselt: n=1, en zo verder.

Wanneer naast radiale bewegingen ook transversale bewegingen optreden, spreekt men van een niet-radiale stertrilling. In dit geval bewegen bepaalde delen van de ster naar buiten, terwijl tegelijkertijd andere delen naar binnen bewegen. Dit alles gebeurt met een bepaald ritme, namelijk de periode van de trilling. In dit geval zijn, naast de frequentie, drie golfgetallen nodig om de ruimtelijke afhankelijkheid van de trilling te beschrijven. Naast de radiale orde n voert men nog de golfgetallen l en m in. De graad l duidt het aantal knopenlijnen van de trilling op het steroppervlak aan. De absolute waarde van het azimuthaal getal m geeft weer hoeveel van deze knopenlijnen door de symmetrie-as van de trilling gaan. Een niet-radiale modus wordt dus gekarakteriseerd door een drietal getallen (l, m, n). In figuur 2 wordt de betekenis van de angulaire golfgetallen l en m gevisualiseerd in een dopplerprent. Voor deze momentopname duiden de rode gebieden deeltjes op het steroppervlak aan die zich naar het stercentrum toe bewegen. Deze deeltjes verwijderen zich dus voor een waarnemer op aarde. Zij vertonen m.a.w. een roodverschuiving. Tegelijkertijd bewegen de deeltjes in de blauwe zones naar de waarnemer toe. Een halve pulsatiecyclus later zijn de rode delen blauw geworden en omgekeerd. Deeltjes die zich op de knopenlijnen bevinden, bewegen niet.

De stertrillingen kunnen tot diep in het sterinwendige doordringen. Voor elke trilling sluit het knopenpatroon op het oppervlak perfect aan bij het knopenpatroon naar het inwendige toe en is de trillingswijze volledig bepaald door de eigenschappen van het stermateriaal. Uit het patroon van de trillingen op het steroppervlak kunnen we dus in principe de inwendige structuur van de ster reconstrueren.

Verschillende voorbeelden van niet-radiaal trillende sterren, telkens gezien volgens een verschillende inclinatiehoek. De betekenis van de angulaire golfgetallen (l, m) wordt gevisualiseerd. In deze voorbeelden is l = 3 en varieert m van 0 (boven) tot 3 (onder). De stip duidt de positie aan van de symmetrie-as van de trilling.

Asteroseismologie in de praktijk

De trillingsfrequenties van sterren vertonen een regelmatig patroon. Dit komt duidelijk tot uiting in het zonnespectrum (men spreekt dan van helioseismologie), gemeten door het VIRGO-instrument aan boord van de Europees/Amerikaanse SOHO-satelliet. Het volledige frequentiespectrum en een uitvergroting voor het frequentie-interval 2,8 – 3,2 µHz wordt getoond in figuur 3. Er zijn in dit spectrum twee bijzonder nuttige karakteristieken te zien. Allereerst zijn er de grote separaties Dnl, welke optreden tussen de frequentiepieken horende bij modi met golfgetallen (n, l) en (n-1,l). Ander-zijds zijn er de kleine separaties dnl, die de frequentieverschillen tussen modi met golfgetallen (n, l) en (n-1, l+2) voorstellen. In het voorbeeld van het frequentiespectrum van de zon bedraagt de grote separatie 135 µHz en de kleine separatie 9 µHz.

De grote en kleine separaties worden bepaald door de variatie van de geluidssnelheid met de diepte in de ster. Als we deze separaties kunnen meten, zijn we dus in staat om het verloop van de plaatselijke geluidssnelheid te reconstrueren. In de praktijk gebeurt dit aan de hand van zogenaamde inversietechnieken, waarbij men start met een testmodel voor de interne structuur, hieruit het verloop van de geluidssnelheid en de waarde van de separaties bepaalt, deze vergelijkt met de metingen en vervolgens het testmodel aanpast naargelang de discrepantie tussen de waargenomen en theoretisch bepaalde separaties. Dit iteratieve proces wordt voortgezet totdat men een voldoende goede overeenkomst tussen de waargenomen en berekende separaties verkrijgt, met als resultaat een nauwkeurige reconstructie van het verloop van de geluidssnelheid binnenin de ster.

Helioseismologie heeft geleid tot een zeer nauwkeurige bepaling van het inwendig verloop van de dichtheid en de druk in de zon en maakt het mogelijk om de leeftijd van de zon af te leiden met een relatieve nauwkeurigheid beter dan 0,1 %.

Uiteraard willen we soortgelijke resultaten ook voor andere sterren verkrijgen, omdat leeftijdsbepaling van sterren een zeer moeilijk probleem is met grote implicaties in alle domeinen van de sterrenkunde. Men is er, ondanks uitgebreide pogingen, vooralsnog niet in geslaagd om zonachtige trillingen te meten in andere sterren in onze omgeving, omdat de amplitudes beneden de huidige detectielimiet vallen. De resultaten van VIRGO tonen aan hoe belangrijk het is om te kunnen beschikken over waarnemingen die vanuit de ruimte zijn verricht.

Aangezien de techniek van asteroseismologie duidelijk blijkt te werken, willen we hem eveneens toepassen op andere sterren. Voor witte dwergen zijn seismologische studies zeer succesvol toegepast aan de hand van metingen met de WET (Whole Earth Telescope), een netwerk van middelgrote telescopen die zich dicht bij de evenaar bevinden en de gehele aardomtrek bestrijken. Witte dwergen hebben eveneens perioden van de orde van enkele tot tientallen minuten. WET-waarnemingen hebben o.m. geleid tot de nauwkeurigste stellaire massabepalingen die momenteel voorhanden zijn (even goed als die op basis van dubbele pulsars) en laten toe om de precieze gelaagdheid van de zware elementen in de sterren te bepalen. Zulke sterren kunnen ons echter enkel iets leren over de eindproducten van sterevolutie van lichte sterren, die niets meer prijsgeven over spectaculaire fenomenen zoals de heliumflits en de thermische pulsen of het opbaggeren van elementen van nucleosynthese. Helaas vertonen jonge trillende sterren langere perioden in vergelijking met die in de zon, terwijl zonachtige trillingen dan weer een te kleine amplitude hebben om in zulke hoofdreekssterren te detecteren. Hierdoor is men er tot nu toe nog niet in geslaagd om, vanaf de aarde, een frequentiespectrum van een ster die nog een lang leven voor de boeg heeft op te meten dat gedetailleerd genoeg is om er seismologische technieken op los te laten.

Frequentiespectrum van de zon afgeleid uit metingen verricht met het instrument VIRGO aan boord van de SOHO-satelliet.

Detailbeeld van het frequentiespectrum getoond in de bovenste figuur voor het frequentie-interval 2,8 – 3,2 µHz.

Toekomstige ruimtemissies

Om van sterren van uiteenlopende massa’s een continue reeks gegevens te verkrijgen waarin veel kleinere amplitudes ontdekt kunnen worden, moeten er metingen vanuit de ruimte worden verricht. Momenteel zijn er twee Europese missies in ontwikkeling voor lancering in de nabije toekomst: Measuring Oscillations in Nearby Stars}, een Deense missie met een telescoop van 34 cm, en COnvection, ROtation and planetary Transits, een hoofdzakelijk Franse missie met een 27 cm telescoop. Bovendien is in oktober 2000 een positieve aanbeveling gedaan door de ESA om een asteroseismologische missie, Eddington genoemd, op te nemen in het ruimtevaartprogramma voor de periode 2008-2013 (fig. 4). Eddington zal een telescoop hebben met een diameter van 1,2 meter en zal gedurende vijf jaar operationeel zijn (de kleinere missies MONS en COROT duren twee jaar). Het grote verschil tussen deze middelgrote ESA-missie en de kleinere nationale missies is dat Eddington toelaat om de seismologische massa en leeftijd van massieve sterren in clusters te bepalen. Hierdoor zal het schatten van leeftijden van sterren met een aanzienlijke factor verbeterd worden. Bovendien laat alleen Eddington het toe om seismologie te verrichten op de lichtzwakke, lichte sterren van populatie II, die tot de oudste sterren in het Melk-wegstelsel, en dus in het heelal, worden gerekend. Hierdoor wordt het mogelijk om een reconstructie van de evolutie van het Melkweg-stelsel te doen, wat onmogelijk is met de kleinere missies. Eddington is als het ware een ‘tijdmachine’ waarmee de geschiedenis van het heelal wordt getoetst door naar de oudste sterren in onze omgeving te kijken.

Een afbeelding van de Eddington-missie, die door de ESA als reservemissie werd opgenomen in het ruimtevaartprogramma voor de periode 2008-2013. Eddington heeft twee hoofddoelen, namelijk: nauwkeurige evolutiemodellen afleiden uit asteroseismologische studies voor het gehele massa-interval en de detectie van planeten in de bewoonbare zones rondom sterren.

De rol van amateurs

Amateur-astronomen spelen een voortrekkersrol bij het onderzoek van langperiodieke rode variabelen. Dit komt doordat deze sterren perioden van jaren vertonen. Het is onmogelijk om professionele telescopen voor zulke lange waarnemingssessies te gebruiken. Dit zal ook niet verbeteren met de ruimtemissies, omdat deze typisch telkens gedurende slechts één maand de programmasterren gaan meten. Bovendien hebben Mira- en semi-regelmatige veranderlijken grote amplitudes, en kunnen hun variaties dus goed met het blote oog of met eenvoudige ccd-detectoren bestudeerd worden: de lengte van de tijdsbasis is in dit geval veel belangrijker dan de precisie van de amplitudes.

Kiss et al. (1999) geven op basis van amateurmetingen een mooi overzicht van de soorten variaties die optreden in 93 rode veranderlijken. Hieruit besluiten ze dat modusverwisselingen, amplitudemodulaties en variabele amplitudes schering en inslag zijn in rode pulserende sterren. Van de 93 sterren zijn er 29 monoperiodiek en 56 multiperiodiek (acht vertonen geen duidelijke periodiciteit). De vorm van multiperiodiciteit is zeer verschillend en de oorzaak van de multiperiodiciteit, alsmede de oorzaak van amplitudetoe- of afnames, zijn niet bekend.

Recent theoretisch werk onder leiding van de Deense sterrenkundige J. Christensen-Dalsgaard toont aan dat in rode veranderlijken zonachtige trillingen kunnen voorkomen. In een rode reus, die een grote buitenste convectiezone heeft, zijn de amplitudes die asteroseismologen voorspellen veel groter dan in de zon. Het zou dus best wel eens kunnen dat deze niet-radiale trillingen de hierboven beschreven fenomenen die we in amateur-waarnemingen vaststellen kunnen verklaren. Als dit het geval is, zullen amateurs opnieuw het voortouw nemen, want dan zijn rode pulserende sterren ideale laboratoria voor seismologisch onderzoek bij ver geëvolueerde sterren. Tot nu toe is nog niet rechtstreeks naar observationele bewijzen van niet-radiale trillingen in rode reuzen gezocht, omdat deze theoretische bevindingen geheel nieuw zijn. Blijven waarnemen dus!

<A HREF=“http://www.astro.uu.nl/~wwwzenit/”_new">Kijk ook bij Zenit

Dit artikel is een publicatie van Zenit.
© Zenit, alle rechten voorbehouden
Dit artikel publiceerde NEMO Kennislink op 01 mei 2001

Discussieer mee

0

Vragen, opmerkingen of bijdragen over dit artikel of het onderwerp? Neem deel aan de discussie.

NEMO Kennislink nieuwsbrief
Ontvang elke week onze nieuwsbrief met het laatste nieuws uit de wetenschap.