Ook al worden onze telescopen groter, sturen we ze de ruimte in en zien we het licht in meer kleuren dan ooit tevoren, dan lukt het nog niet om binnen te kijken in een ster! Gelukkig bestaan er echter indirecte methodes om het haast onbekende inwendige van een ster te bestuderen. De meest geliefde techniek in de sterrenkunde is asteroseismologie, waarbij de periodieke variaties in de lichtsterkte van de ster onderzocht worden.
Net zoals er aardbevingen zijn bij ons op Aarde, hebben sterren ook trillingen aan hun oppervlak. De studie van deze stertrillingen wordt Asteroseismologie genoemd (naar het Griekse seismos; aardbevingen). De trillingen aan het steroppervlak veroorzaken variaties in de oppervlaktetemperatuur en bijgevolg ook in de lichtsterkte van de ster. De ster trilt tegelijkertijd met verschillende frequenties in uiteenlopende geometrische configuraties. Hierdoor zijn de veranderingen in lichtsterkte niet altijd eenduidig. Maar met behulp van wiskundige methodes en modellen kunnen de frequenties van de trillingen, die deze complexe patronen vormen, toch ontrafeld worden.
Er bestaan verschillende soorten sterren en deze beschikken elk over hun eigen unieke kenmerken. Ze variëren in massa, temperatuur, samenstelling en leeftijd. Eén soort ster is de rode reus. Dit is een oude, koele ster met een lage massa. Ze beschikt echter niet meer over de nodige eigenschappen in haar kern om waterstof te verbranden (en zal één van de volgende levensfases zijn van onze eigen zon). De rode reus heeft echter andere energiebronnen gevonden en men kan deze sterren opdelen in twee verschillende types. Eén type verbrandt waterstof in een schil rond haar helium kern en ondergaat globale gravitationele samentrekking en worden RGB-sterren genoemd (RGB: red giant branch). Het andere type, de red clump sterren (RC), verbrandt het helium in haar kern en heeft daar rond een schil van waterstofverbranding en valt niet langer ineen. Deze verschillende energiebronnen zorgen voor duidelijke verschillen in de kerneigenschappen. Nochtans zien we beide types rode reuzen hetzelfde door de telescoop en dus zijn we aangewezen op asteroseismologie om in de kern te kijken.
Indien we enkel vanop het aardoppervlak de sterren zouden observeren, dan zouden we niet het volledige patroon van lichtvariaties kunnen waarnemen, omdat we enkel 's nachts kunnen waarnemen. Daarom, en omdat observaties uit de ruimte van uitmuntende kwaliteit zijn, werden ruimtetelescopen gebouwd. Eén van deze satellieten is de NASA Kepler ruimtetelescoop en die observeerde onafgebroken ongeveer 15 000 rode reuzen gedurende meer dan drie jaar. Uit dit groot aantal sterren werden slechts enkele rode reuzen geselecteerd voor een diepgaande analyse. Enkel sterren die geen effecten vertonen van hun rotatie, aangezien dit de studie van de trillingen bemoeilijkt en waarvoor de pulsaties aan het oppervlak duidelijk zichtbaar zijn werden bestudeerd. Deze sterren werden onafgebroken geobserveerd gedurende 1152 dagen met de NASA Kepler ruimtetelescoop. De lange tijdsperiode van de metingen en de uitstekende eigenschappen van deze ruimtetelescoop laten ons toe de frequenties van de oscillaties gedetailleerd te bestuderen. Een extra, gesimuleerde ster, met vooraf gekende eigenschappen, werd kunstmatig aan de selectie toegevoegd als referentiepunt om de correctheid van de analyse na te gaan.
De analyse start met de karakterisatie van de periodieke variaties in de lichtsterkte van de ster. Hierbij zijn we voornamelijk geïnteresseerd in frequentie van de trillingen. Dit is net zoals de noten van de verschillende instrumenten herkennen bij een lied. Bij asteroseismologie heb je echter complexere theorie en veel rekenkracht nodig om de frequenties te herkennen in het lied van de ster. De theorie van asteroseismologie voor rode reuzen stelt dat het gelijke patroon in frequenties van een enkele soort trillingen ons in staat stelt om het type rode reus te onderscheiden. Deze patronen werden via verschillende methodes observationeel bestudeerd. Vervolgens werden de sterren gemodelleerd met ster-evolutie-codes, waarbij verschillende eigenschappen van de kern gevarieerd werden. Voor deze modellen werden theoretische frequenties berekend, waardoor het mogelijk was om de modellen te toesten aan de observaties. Zowel de theoretische modellen als de verschillende observationele methodes kwamen telkens overeen en bepaalden het type rode reus voor de bestudeerde sterren. De gevonden types voor deze rode reuzen correspondeerden ook met die bepaald tijdens vorige studies. Wij toonden echter aan dat de gevonden foutmarge, die systematisch berekend werd, een factor 100 hoger lag dan aanvankelijk werd aangenomen. De fout is gelukkig niet van die grootteorde dat een misidentificatie mogelijk is. Desondanks het kleine aantal sterren in onze selectie, werd een nagenoeg volautomatisch programma ontwikkeld dat ons in staat stelt om het type rode reus te bepalen. Dit kan de basis vormen voor de analyse van een uitgebreide populatie rode reuzen. Tevens kwam de grotere foutmarge als een verrassing en zullen de verdere implicaties hiervan nog uitgespit moeten worden.
Aerts, C., Christensen-Dalsgaard, J., & Kurtz, D. W. 2010, AsteroseismologyAizenman, M., Smeyers, P., & Weigert, A. 1977, A&A, 58, 41Akaike, H. 1974, IEEE Transactions on Automatic Control, 19, 716Anderson, E. R., Duvall, Jr., T. L., & Jefferies, S. M. 1990, ApJ, 364, 699Angulo, C., Arnould, M., Rayet, M., et al. 1999, Nuclear Physics A, 656, 3Barban, C., Matthews, J. M., De Ridder, J., et al. 2007, A&A, 468, 1033Beck, P. G. 2013, Ph.D. dissertation, KU LeuvenBeck, P. G., Bedding, T. R., Mosser, B., et al. 2011, Science, 332, 205Beck, P. G. & Kallinger, T. 2013, Sterne und Weltraum, 4, 50Beck, P. G., Montalban, J., Kallinger, T., et al. 2012, Nature, 481, 55Bedding, T. R., Huber, D., Stello, D., et al. 2010, ApJL, 713, L176Bedding, T. R. & Kjeldsen, H. 2003, PASA, 20, 203Bedding, T. R., Mosser, B., Huber, D., et al. 2011, Nature, 471, 608Belkacem, K., Goupil, M. J., Dupret, M. A., et al. 2011, A&A, 530, A142Benomar, O., Belkacem, K., Bedding, T. R., et al. 2014, ApJL, 781, L29Berg, B. 2004, Markov Chain Monte Carlo Simulations and Their Statistical AnalysisBöhm-Vitense, E. 1958, ZAp, 46, 108Borucki, W. J., Koch, D., Basri, G., et al. 2010, Science, 327, 977Brown, T. M., Gilliland, R. L., Noyes, R. W., & Ramsey, L. W. 1991, ApJ, 368, 599Carrier, F., De Ridder, J., Baudin, F., et al. 2010, A&A, 509, A73Cassisi, S. & Salaris, M. 2013, Old Stellar Populations: How to Study the Fossil Recordof Galaxy FormationChaplin, W. J., Bedding, T. R., Bonanno, A., et al. 2011a, ApJL, 732, L5Chaplin, W. J., Houdek, G., Elsworth, Y., et al. 2005, MNRAS, 360, 859Chaplin, W. J., Kjeldsen, H., Christensen-Dalsgaard, J., et al. 2011b, Science, 332, 213Chaplin, W. J., Kjeldsen, H., Christensen-Dalsgaard, J., et al. 2013, ArXiv e-printsCharpinet, S., Fontaine, G., Brassard, P., et al. 1997, ApJL, 483, L123Christensen-Dalsgaard, J. 1982, Advances in Space Research, 2, 11Christensen-Dalsgaard, J. 2002, Reviews of Modern Physics, 74, 1073Christensen-Dalsgaard, J. 2004, Solar Physics, 220, 137Christensen-Dalsgaard, J. 2008a, Ap&SS, 316, 113Christensen-Dalsgaard, J. 2008b, Ap&SS, 316, 13Christensen-Dalsgaard, J., Bedding, T. R., & Kjeldsen, H. 1995, ApJL, 443, L29Christensen-Dalsgaard, J., Dappen, W., Ajukov, S. V., et al. 1996, Science, 272, 1286Christensen-Dalsgaard, J. & Frandsen, S. 1983, Solar Physics, 82, 469Corsaro, E., Fröhlich, H.-E., Bonanno, A., et al. 2013, MNRAS, 430, 2313De Ridder, J., Arentoft, T., & Kjeldsen, H. 2006a, MNRAS, 365, 595De Ridder, J., Barban, C., Baudin, F., et al. 2009, Nature, 459, 398De Ridder, J., Barban, C., Carrier, F., et al. 2006b, A&A, 448, 689Deheuvels, S. & Michel, E. 2010, AP&SS, 328, 259Dupret, M.-A., Belkacem, K., Samadi, R., et al. 2009, A&A, 506, 57Duvall, Jr., T. L. & Harvey, J. W. 1986, in NATO ASIC Proc. 169: Seismology of theSun and the Distant Stars, ed. D. O. Gough, 105–116Dziembowski, W. A. & Pamiatnykh, A. A. 1993, MNRAS, 262, 204Eddington, A. S. 1926, The Internal Constitution of the StarsEggenberger, P., Miglio, A., Montalban, J., et al. 2010, A&A, 509, A72Elsworth, Y., Howe, R., Isaak, G. R., et al. 1995, Nature, 376, 669Ferguson, J. W., Alexander, D. R., Allard, F., et al. 2005, ApJ, 623, 585Frandsen, S., Carrier, F., Aerts, C., et al. 2002, A&A, 394, L5García, R. A., Hekker, S., Stello, D., et al. 2011, MNRAS, 414, L6Gautschy, A. & Saio, H. 1993, MNRAS, 262, 213Gizon, L. & Solanki, S. K. 2003, ApJ, 589, 1009Goldreich, P. & Keeley, D. A. 1977, ApJ, 212, 243Grec, G., Fossat, E., & Pomerantz, M. A. 1983, Solar Physics, 82, 55Grevesse, N. & Noels, A. 1993, in Origin and Evolution of the Elements, ed. N. Prantzos,E. Vangioni-Flam, & M. Casse, 15–25Gruberbauer, M., Kallinger, T., Weiss, W. W., & Guenther, D. B. 2009, A&A, 506, 1043Handberg, R. & Campante, T. L. 2011, A&A, 527, A56Harvey, J. 1985, in ESA Special Publication, Vol. 235, Future Missions in Solar, Heliospheric& Space Plasma Physics, ed. E. Rolfe & B. Battrick, 199–208Hekker, S., Aerts, C., De Ridder, J., & Carrier, F. 2006, A&A, 458, 931Hekker, S., Basu, S., Stello, D., et al. 2011a, A&A, 530, A100Hekker, S., Elsworth, Y., De Ridder, J., et al. 2011b, A&A, 525, A131Hekker, S., Kallinger, T., Baudin, F., et al. 2009, A&A, 506, 465Henyey, L. G., Forbes, J. E., & Gould, N. L. 1964, ApJ, 139, 306Henyey, L. G., Wilets, L., Böhm, K. H., Lelevier, R., & Levee, R. D. 1959, ApJ, 129, 628Houdek, G., Balmforth, N. J., Christensen-Dalsgaard, J., & Gough, D. O. 1999, A&A,351, 582Huber, D., Bedding, T. R., Stello, D., et al. 2011, ApJ, 743, 143Huber, D., Bedding, T. R., Stello, D., et al. 2010, ApJ, 723, 1607Hummer, D. G. & Mihalas, D. 1988, ApJ, 331, 794Iglesias, C. A. & Rogers, F. J. 1996, ApJ, 464, 943Kallinger, T., De Ridder, J., Hekker, S., et al. 2014, In. prep.Kallinger, T., Mosser, B., Hekker, S., et al. 2010a, A&A, 522, A1Kallinger, T., Weiss, W. W., Barban, C., et al. 2010b, A&A, 509, A77Kjeldsen, H. & Bedding, T. R. 1995, A&A, 293, 87Kjeldsen, H., Bedding, T. R., & Christensen-Dalsgaard, J. 2008, ApJL, 683, L175Liddle, A. R. 2004, MNRAS, 351, L49Montalbán, J., Miglio, A., Noels, A., Scuflaire, R., & Ventura, P. 2010, ApJL, 721, L182Mosser, B., Barban, C., Montalbán, J., et al. 2011, A&A, 532, A86Mosser, B., Belkacem, K., Goupil, M.-J., et al. 2010, A&A, 517, A22Mosser, B., Elsworth, Y., Hekker, S., et al. 2012a, A&A, 537, A30Mosser, B., Goupil, M. J., Belkacem, K., et al. 2012b, A&A, 540, A143Pinsonneault, M. H., An, D., Molenda-Zakowicz, J., et al. 2012, ApJS, 199, 30Rogers, F. J. & Nayfonov, A. 2002, ApJ, 576, 1064Schwarz, G. 1978, The Annals of Statistics, 6, 461Serenelli, A. M., Basu, S., Ferguson, J. W., & Asplund, M. 2009, ApJL, 705, L123Stello, D., Chaplin, W. J., Basu, S., Elsworth, Y., & Bedding, T. R. 2009, MNRAS, 400,L80Stello, D., Huber, D., Bedding, T. R., et al. 2013, ApJL, 765, L41Tassoul, M. 1980, ApJS, 43, 469Tassoul, M. 1990, ApJ, 358, 313Ulrich, R. K. 1986, ApJL, 306, L37Unno, W., Osaki, Y., Ando, H., Saio, H., & Shibahashi, H. 1989, Nonradial oscillationsof starsVitense, E. 1953, ZAp, 32, 135Weiss, A. & Schlattl, H. 2008, Ap&SS, 316, 99