Bevende sterren en hun magnetische velden: flikkeringen aan de nachtelijke hemel
Sommige lichtpuntjes aan onze nachtelijke hemel, de sterren, flikkeren. De frequenties van deze kosmische knipperlichten laten onderzoekers toe om gesofisticeerde modellen van sterren bij te sturen. In mijn masterproef onderzocht ik wat deze frequenties ons kunnen leren over de aanwezigheid van magnetische velden in deze sterren.
Sterren zijn de fabrieken van het universum: ze vormen het merendeel der chemische elementen. Ze zijn bovendien van uitermate belang voor het leven in het universum: zonder het licht van onze zon zou de aarde snel een ijsbal worden. Sterren evolueren op kosmische tijdsschaal; over miljoenen jaren zal onze zon zich anders ‘gedragen’, net zoals onze zon zich anders gedroeg miljoenen jaren geleden. Het spreekt dan ook voor zich dat heel wat astronomen geïnteresseerd zijn in stermodellen die zulke evolutie accuraat kan beschrijven.
Voor elk model in de wetenschap moet er een mogelijkheid bestaan om het model uitvoerig te testen en te vergelijken met observaties. Net daar wrong het schoentje voor de stermodellen voor lange tijd. Zelfs de ‘oer-astronoom’ Sir Arthur Stanley Eddington vroeg zich reeds in 1926 in de openingsparagraaf van zijn boek The internal constitution of Stars af of het überhaupt mogelijk zou zijn om, via observaties, meer te weten te komen over “that which is hidden behind substantial barriers”, de interne structuur van de ster.
Asteroseismologie, studie van de interne sterstructuur door middel van ‘sterbevingen’
Bij een aardbeving worden golven gevormd die zich voortbewegen doorheen de aarde. Die golven worden gereflecteerd door zogenaamde transitie- of tussenlagen, waar de chemische samenstelling en de dichtheid verandert. Het gemeten signaal, waarmee een beeld gevormd kan worden van de interne structuur, bevat ook deze reflecties. Geringe tijd na Eddington’s opvattingen werd duidelijk dat men gebruik kan maken van zogenaamde ‘sterbevingen’, golven die zich voortbewegen doorheen een ster, soortgelijk aan de golven die zich voortbewegen doorheen de aarde, om de interne sterstructuur te reconstrueren.
Concreet analyseert een asteroseismoloog ‘sterbevingen’ aan de hand van frequenties van veranderingen in de hoeveelheid licht (niet beïnvloed door de atmosfeer) uitgezonden door een ster (‘flikkeringen’), gedetecteerd door een (ruimte)telescoop zoals de Kepler ruimtetelescoop. Tezamen met andere informatie over deze ster, bekomen met behulp van andere astronomische technieken, kan zo het best passende fysisch model voor de ster bekomen worden.
Fysische stermodellen en hun aannames
Fysische stermodellen worden vaak vereenvoudigd door het maken van verschillende aannames, de meest belangrijke zijnde:
- De ster roteert niet.
- Het oppervlak van de ster is bolvormig.
- De ster heeft geen magnetisch veld.
De eerste aanname is ongeldig voor ‘echte’ sterren, elke ster roteert met een bepaalde snelheid om haar as. In roterende stermodellen worden bovendien meer verschillende soorten golven waargenomen dan in niet-roterende modellen. De tweede aanname is enkel geldig voor sterren die niet snel roteren, aangezien sterren die snel roteren uitpuilen door de ‘centrifugale kracht’. Over de geldigheid van de derde aanname worden debatten gevoerd. Zo wordt er duidelijk aan het oppervlak van het merendeel van bepaalde typen sterren (bijvoorbeeld A-type sterren) een magnetisch veld gedetecteerd, terwijl dit voor andere types niet het geval is. Over de structuur van het magneetveld binnenin de ster is bovendien weinig geweten. Het wordt vermoed dat de evolutie van de ster beïnvloed wordt door het magneetveld en omgekeerd. Het gebrek aan kennis over deze magneetvelden vertaalt zich in een (wiskundige) onzekerheid op de beste stermodellen.
Magnetische velden in sterren: hoe te detecteren?
Om de onzekerheden te beperken en de kennis van zulke magneetvelden te verbreden is het belangrijk om de modellen van magneetvelden te kunnen vergelijken met observaties.
Magneetvelden aan het oppervlak van de ster kunnen gedetecteerd worden met behulp van spectroscopie, waar de hoeveelheid licht bij een bepaalde golflengte, uitgezonden door de ster, lichtjes tot sterk gemodificeerd wordt, afhankelijk van de sterkte van het magneetveld. Om interne magneetvelden te detecteren moet men de invloed van de magneetvelden op de golven binnenin de sterren bepalen. Het bepalen van deze invloed was dan ook het hoofddoel van mijn thesis, aangezien de vakliteratuur geen gedetailleerde beschrijvingen bevat.
Ik beschouw enkel zogenaamde graviteitsgolven; golven waarbij de zwaartekracht de belangrijkste terugdrijvende kracht is voor de trilling/golf. Zulk type golven komt ook voor op aarde, waar ze gegenereerd worden aan het oppervlak van de oceaan en diep in de oceaan zelf. Een voorbeeld ervan zijn windgolven, die ontstaan wanneer de wind over het oppervlak van de oceaan blaast; maar ook getijdegolven zijn een goed voorbeeld. De graviteitsgolven in de ster bewegen zich voornamelijk voort dicht bij de kern, zodat info gewonnen wordt over deze regio door het bestuderen van hun frequenties.
Indien men dan rekening houdt met de invloed van de rotatie van de ster en aanneemt dat de ster bolvormig is (aanname (2)) en bovendien aanneemt dat het magneetveld weinig invloed heeft op de interne structuur van de ster (als eerste benadering) kan de invloed van het magneetveld op de frequenties uitgedrukt worden met behulp van een zogenaamde perturbatie: een kleine frequentieshift. Om deze invloed te bepalen gebruik ik een specifiek (eenvoudig) magneetveldmodel, dat grafisch wordt weergegeven in de figuur hieronder.
Frequentieshifts van groot naar klein: wat een festijn!
De golven die ik beschouw kunnen ofwel in de zin van de rotatie ofwel tegen de zin van de rotatie voortbewegen, ofwel stationair zijn. Rotatie beïnvloedt voornamelijk de niet-stationaire golven, waardoor de golffrequentie verhoogt (in de zin) of verlaagt (tegen de zin).
De invloed door het magneetveld is (typisch) gelimiteerd tot golven die zich voornamelijk voortbewegen in de regio’s met de hoogste magneetveldsterkte. Uit het onderzoek blijkt dat voor een zwak magneetveld de frequentieshift bijna niet detecteerbaar is. Magneetvelden van gemiddelde sterkte laten reeds toe om frequentieshifts te detecteren, terwijl voor hoge magneetveldsterktes de limiet bereikt wordt van de methode: de frequentieshifts zijn dan niet meer klein en kunnen niet met de huidige theorie beschreven worden.
Aangezien dit specifiek, maar toch (vrij) algemeen beschrijvend magneetveldmodel zijn beperkingen kent en enkel voor de modellering van observationele data van een welbepaalde ster gebruikt werd, is er nog ruimte voor verbetering. Het is inmiddels echter duidelijk dat vereenvoudigde stermodellen niet (meer) voldoen in het huidige ruimteasteroseismologietijdsperk.
