Sjælden delta Scuti pulserende stjerne 7, 000 lysår væk er et af kun 7 i Mælkevejen

Astronomer rapporterer om en sjælden stjerne som stor - eller større - end Jordens sol, der udvider sig og trækker sig sammen i et unikt mønster i tre forskellige retninger.

Stjernen er en, der pulserer og derfor er karakteriseret ved varierende lysstyrke over tid. Det ligger 7, 000 lysår væk fra Jorden i stjernebilledet Pegasus, sagde astronomen Farley Ferrante, medlem af teamet, der fandt opdagelsen ved Southern Methodist University, Dallas.

Kaldes en variabel stjerne, denne særlige stjerne er en af ​​kun syv kendte stjerner af sin art i vores Mælkevejs galakse.

”Det var udfordrende at identificere det, "Sagde Ferrante." Det er første gang, vi har stødt på denne sjældne type. "

Mælkevejen har mere end 100 milliarder stjerner. Men lidt over 400, 900 er katalogiseret som variable stjerner. Af disse, blot syv-herunder den, der er identificeret ved SMU-er den sjældne iboende variable stjerne, der kaldes en Triple Mode 'high amplitude delta Scuti' (udtales SKOO-tee) eller Triple Mode HADS (B), for kort.

"Opdagelsen af ​​dette objekt hjælper med at udforme egenskaberne ved denne unikke type variabel stjerne. Disse og yderligere målinger kan bruges til at undersøge den måde, pulsationer sker, "sagde SMUs Robert Kehoe, en professor i Institut for Fysik, der leder SMU -astronomiteamet. "Pulserende stjerner har også været vigtige for at forbedre vores forståelse af universets ekspansion og dets oprindelse, hvilket er en anden spændende brik i dette puslespil. "

Stjernen har endnu ikke et fælles navn, kun en officiel betegnelse baseret på teleskopet, der registrerede det og dets himmelske koordinater. Stjernen kan observeres gennem et teleskop, men at identificere det var meget mere kompliceret.

En gymnasieelev i et SMU-sommerastronomiprogram gjorde den første opdagelse efter at have slettet arkiverede stjerneobservationsdata, der blev registreret af det lille, men kraftfulde ROTSE-I-teleskop tidligere på Los Alamos National Laboratory i New Mexico.

Efter verifikation, stjernen blev logget ind på International Variable Star Index som ROTSE1 J232056.45+345150.9 af American Association of Variable Star Observators på dette link.

Hvordan i alverden blev det opdaget?

SMU's astrofysikere opdagede den variable stjerne ved at analysere lyskurvens form, en nøgleidentifikator for stjernetype. Lyskurver blev skabt ud fra arkiverede data, der blev indsamlet af ROTSE-I i flere nætter i september 2000. Teleskopet genererer billeder af optisk lys fra elektriske signaler baseret på kildens intensitet. Data, der repræsenterer lysintensitet kontra tid, er afbildet på en skala for at skabe lyskurverne.

Plano Senior High School-elev Derek Hornung opdagede først objektet i ROTSE-I-dataene og forberedte de indledende lyskurver. Fra lyskurverne, astronomerne vidste, at de havde noget særligt.

Det blev endnu mere udfordrende at bestemme den specifikke slags variabel stjerne. Så Eric Guzman, en fysikuddannet fra University of Texas i Dallas, hvem går på SMU's kandidatuddannelse, løst gåden, identificerer stjernen som pulserende.

"Lyskurvemønstre er veletablerede, og disse standardformer svarer til forskellige typer stjerner, "Sagde Ferrante." På et bestemt område af nattehimlen under observation kan der have været hundredvis eller endda tusinder af stjerner. Så den software, vi bruger, genererer en lyskurve for hver enkelt, for en nat. Derefter - og her er den menneskelige del - bruger vi vores hjernes kapacitet til mønstergenkendelse til at finde noget, der ser interessant ud, og som har en variation. Dette gør det muligt at identificere den indledende variabelstjernekandidat. Derfra, du ser på data fra flere andre nætter. Vi kombinerer dem alle til ét plot, samt tilføje datasæt fra andre teleskoper, og det er beviset for at skelne, hvilken slags variabel stjerne det er. "

Det blev endegyldigt opnået under dommerprocessen med Variable Star Index -moderatoren.

Arbejdet med at opdage og analysere denne sjældne variable stjerne blev udført i forbindelse med analyser af otte andre gymnasieelever og to andre kandidater, der arbejdede på andre variable kandidater. Gymnasieeleverne blev understøttet af SMU's kapitel i Department of Energy/National Science Foundation QuarkNet -programmet.

Opvarmning og køling, udvide og indgå kontrakt

Af stjernerne, der varierer i lysstyrke i sagens natur, et stort antal udviser forbløffende regelmæssige svingninger i deres lysstyrke, hvilket er et tegn på noget pulserende fænomen i stjernen, Sagde Ferrante.

Pulsation skyldes ekspandering og sammentrækning, efterhånden som stjernen ældes og udtømmer brændstoffet i kernen. Når brintbrændstoffet brænder varmere, stjernen udvider sig, derefter afkøles, så krymper tyngdekraften det tilbage, og sammentrækning varmer det op igen.

"Jeg taler meget generelt, fordi der er en masse nuancer, men der er denne kontinuerlige kamp mellem termisk ekspansion og tyngdekraftkontraktion, "Sagde Ferrante." Stjernen svinger som en kilde, men det overskrider altid sin ligevægt, gør det i mange millioner år, indtil det udvikler sig til den næste fase, hvor det brænder helium i sin kerne. Og hvis det handler om solens størrelse og masse - så er heliumfusion og kulstof slutfasen. Og når helium er brugt op, vi står tilbage med en døende glød kaldet en hvid dværg. "

Inden for den pulserende kategori er en klasse af stjerner kaldet delta Scuti, hvoraf der er tusinder. De er opkaldt efter en prototype stjerne, hvis karakteristiske træk - herunder korte perioder med pulserende på et par timers skala - er typiske for hele klassen.

Inden for deltaet er Scuti en undertype, som hundredvis er blevet identificeret, kaldet høj amplitude delta Scuti, eller HADS. Deres lysstyrke varierer i særlig stor grad, registrerer mere end 10 procent forskel mellem deres minimum og maksimal lysstyrke, angiver større pulsationer.

Fælles delta Scuti pulserer langs radius i en ensartet sammentrækning som at sprænge en ballon. En mindre underkategori er HADS, som viser asymmetrisk-lignende pulserende kurver.

Inden for HADS, der er den relativt sjældne undertype kaldet HADS (B), heraf er der kun 114 identificeret.

Star evolution - bare et spørgsmål om tid

En HADS (B) kendetegnes ved sine to svingningsmåder - forskellige dele af stjernen ekspanderer med forskellige hastigheder i forskellige retninger, men forholdet mellem disse to perioder er altid det samme.

For SMU -stjernen, to svingningsmåder var ikke umiddelbart tydelige i sin lyskurve.

"Men vi vidste, at der var noget i gang, fordi lyskurven ikke helt matchede kendte lyskurver for andre delta Scutis og HADS 'objekter, vi havde undersøgt. Lyskurverne - når de blev lagt oven på hinanden - præsenterede en asymmetri, "Sagde Ferrante." I sidste ende er det HADS (B), vi opdagede, endnu mere unikt end det - det er en Triple Mode HADS (B), og der var tidligere kun seks identificeret i Mælkevejen. Så den har tre svingningsmåder, alle tre med en særskilt periode, overlappende, og sker samtidigt. "

Så sjældent, faktisk, der er endnu ikke noget navn for denne nye kategori eller en separat registreringsbetegnelse for den. Guzman, den studerende forsker, der analyserede og kategoriserede objektet, mindede om, hvordan mysteriet udspillede sig.

"Da jeg begyndte at analysere objektet, vi havde en indledende idé om, hvilken type det kunne være, "Guzman sagde." Min opgave var at tage dataene og forsøge at bekræfte typen ved at finde en anden periode, der matchede et kendt konstant periodeforhold. Efter at have fundet den anden tilstand, Jeg lagde mærke til et tredje signal. Efter at have kontrolleret resultaterne, Jeg opdagede, at det tredje signal faldt sammen med det, der forudsiges om en tredje pulseringstilstand. "

SMU Triple Mode HADS (B) svinger på en skala på 2,5 timer, så det vil ekspandere og trække sig sammen 10 gange på en jorddag. Den og de andre kendte seks HADS (B) er i den samme generelle region af Mælkevejen, inden for et par tusinde lysår efter hinanden.

"Jeg er sikker på, at der er flere derude, "Sagde Ferrante, "men de er stadig sjældne, en lille brøkdel. "

Rød kæmpe den sidste fase af stjernens udvikling

SMUs Triple Mode HADS (B) er ustabil og længere fremme i sin stjernevolution end vores sol, som handler om midaldrende, og hvis pulserende variationer forekommer over en meget længere periode. SMU's Triple Mode HADS (B) kernetemperatur, opvarmet fra forbrænding af brintbrændstof, er omkring 15 millioner Kelvin eller 28 millioner grader Fahrenheit.

En skønne dag, millioner af år fra nu, SMU's Triple Mode HADS (B) vil nedbryde brintbrændstoffet i sin kerne, og udvide til en rød kæmpe.

"Vores sol kan også i sidste ende opleve dette, "Sagde Ferrante." Men Jorden vil være ugæstfri længe før da. Vi vil ikke være her for at se det. "