Het STELLA-observatorium op Tenerife heeft 16 jaar lang het oppervlak van een ster bestudeerd met robotische spectroscopie en Doppler-beeldvorming. In tegenstelling tot de cyclische stervlekken op onze zon vertoonde deze ster chaotisch, niet-periodiek stervlekkengedrag, wat een fundamenteel ander dynamomechanisme onthult. Het baanbrekende onderzoek is nu gepubliceerd in Nature Communications en presenteert een unieke film van de evolutie van het steroppervlak, dat anders slechts een onoplosbaar lichtpuntje aan de hemel is.
Het is bekend dat onze zon vlekken op haar oppervlak ontwikkelt die in de loop van de tijd systematisch veranderen en ons iets vertellen over haar cyclische interne dynamo en structuur. Van andere sterren hebben astronomen slechts af en toe de kans om hun stervlekken te bekijken, meestal nooit genoeg om de tijdige veranderingen te volgen. Nu is een van de meest gevlekte sterren aan de hemel, met de naam XX Trianguli, elke heldere nacht waargenomen sinds de ingebruikname van AIP's robotobservatorium STELLA op Tenerife in 2006, waardoor een vergelijkbare dataset als voor zonnevlekken mogelijk is. Een onderzoeksteam van het Leibniz Instituut voor Astrofysica in Potsdam (AIP) in Duitsland en het HUN-REN Onderzoekscentrum voor Astronomie en Aardwetenschappen, Hongarije, paste een tomografische inversietechniek toe die Doppler-beeldvorming wordt genoemd, waarbij het stellaire oppervlak werd opgelost en het verschijnen en verval, de beweging en de morfologie van de stervlekken gedurende 16 jaar werden gevolgd.
Zonnevlekken zijn de bekendste manifestaties van magnetische velden van de zon en vertonen een hele reeks fenomenen die verband houden met de inwendige dynamo. Stervlekken zijn de directe analogieën van zonnevlekken op andere sterren, maar met de grote waarnemingsbeperking dat men meestal de oppervlakken van andere sterren niet kan oplossen. In deze studie werd een indirecte techniek voor oppervlaktebeeldvorming, Doppler imaging genaamd, toegepast en werden 99 onafhankelijke gereconstrueerde oppervlaktebeelden van de stervlekster XX Trianguli gepresenteerd. De ster werd geselecteerd omdat hij in een eerdere studie een gigantische stervlek had laten zien en dus zeer geschikt was voor een langetermijnmonitoring.
Donkere vlekken op het steroppervlak veroorzaakten verschuivingen in het fotocentrum - in wezen het punt dat het 'lichtcentrum' van de ster vertegenwoordigt - tot wel 24 microboogseconden, wat overeenkomt met ongeveer 10% van de zichtbare schijfstraal van de ster. Deze verschuivingen ontstaan doordat donkere vlekken de helderheid in bepaalde gebieden van de ster verminderen, waardoor het waargenomen lichtcentrum iets verschuift. In tegenstelling tot de voorspelbare activiteitscyclus van de zon volgden deze verplaatsingen van het fotocentrum echter geen periodiek patroon, wat duidt op een grotendeels chaotische en waarschijnlijk niet-periodieke dynamo die heel anders is dan die van de zon. Dit fenomeen wijst ook op een uitdaging bij het detecteren van exoplaneten, omdat deze vlekgeïnduceerde variaties in het fotocentrum de minuscule bewegingen van planeten kunnen nabootsen of verbergen, wat een intrinsieke beperking vormt voor zulke astrometrische exoplaneetvangsten.
Het creëren van een decennialange homogene dataset was alleen mogelijk dankzij de continue werking van het robotobservatorium van Stellar Activity (STELLA) op Tenerife en zijn STELLA Echelle Spectrograph (SES) met hoge resolutie. “STELLA is ons zelfgemaakte observatorium: ontworpen, gebouwd en op afstand bediend vanuit Potsdam”, zegt professor Klaus G. Strassmeier, eerste auteur van deze studie en hoofdonderzoeker van STELLA. Spectraallijnprofielen werden met SES tussen 11 en 28 keer opgenomen over de lengte van een stellaire rotatie (24 dagen), afhankelijk van het lokale weer en de zichtbaarheid van het doel aan de hemel. Hierdoor was een groot aantal kijkhoeken (fasen) van het roterende stellaire oppervlak mogelijk, omdat elk lijnprofiel een eendimensionale weergave is van het zichtbare oppervlak in de snelheidsruimte. Deze aanzichten werden wiskundig geïnverteerd in een tweedimensionaal Doppler-oppervlaktebeeld, ongeveer één keer per stellaire rotatie. Dit maakte de reconstructie mogelijk van in totaal 99 onafhankelijke oppervlaktebeelden in de loop van de 16 jaar, die werden gestapeld tot een drie minuten durende film van het steroppervlak.
Foto: HUN-REN RCAES/Zs. Kővári, MOME/Á. Radványi, AIP/K. Strassmeier
XX Tri (HD 12545) is een heldere reuzenster in een stellair dubbelstersysteem met een meest waarschijnlijke massa die net 10% zwaarder is dan de zon, een straal van ongeveer 10 zonnestralen, een effectieve temperatuur van 4630 Kelvin en een rotatieperiode van 24 dagen die gesynchroniseerd is met de omlooptijd van de dubbelster. De ster bleek eerder een gigantische stervlek te hebben met fysieke afmetingen die ongeveer 10.000 keer zo groot zijn als de oppervlakte van de grootste vlekkengroep die ooit op de zon is gezien, gelijk aan 10 keer de geprojecteerde zonneschijf.
“XX Tri's maximale fotocentrumverschuiving met de stellaire rotatieperiode is zeker een grote waarde voor gevlekte sterren, maar vergelijkbaar met de verwachte astrometrische verplaatsing voor een ster met een planeet van Saturnusmassa in een baan van één jaar eromheen op ongeveer 300 lichtjaar afstand”, benadrukt Prof. Strassmeier. Het is zelfs vele malen hoger dan vergelijkbare verplaatsingen die verwacht worden voor exoplaneten met een kortere periode. Vroege simulaties voor het vangen van planeten voor de ESA-missie Gaia hadden aangetoond dat planetenstelsels met een korte periode (perioden van minder dan 40 dagen) een verwachte astrometrische signatuur hebben van typisch minder dan 1 microboogseconde, dus veel minder dan wat werd waargenomen op XX Tri door vlekken. De oorspronkelijke Gaia-simulatie voorspelde een planetenvangst van tienduizenden systemen tijdens de nominale levensduur van de missie. Gezien de nu gekwantificeerde vlek-geïnduceerde fotocentrum offsets voor XX Tri lijkt het zeer uitdagend tot onmogelijk om deze twee effecten, rotatiegemoduleerde vlekken en exoplaneten, te scheiden, vooral als ze een vergelijkbare periodiciteit hebben. In ieder geval zijn onze waarden voor XX Tri de allereerste metingen van een stellair fotocentrum.
Over de STELLA sterrenwacht
Het STELLA-observatorium (kort voor STELLar Activity) bevindt zich op de Izana-rug van het Teide-observatorium op het Canarische eiland Tenerife op een hoogte van 2390 meter boven zeeniveau. Er is geen personeel ter plaatse. STELLA is een volledig gerobotiseerd observatorium en bestaat uit twee onafhankelijke 1,2 m gerobotiseerde telescopen die elk één specifiek instrument bedienen om instrumentwisselingen te voorkomen. Beide telescopen zijn gemaakt door Halfmann Telescopes in Augsburg, Duitsland en zijn moderne az-alt telescopen met een hoge zwenksnelheid. De opening van het observatorium vond plaats in mei 2006. Kort daarna werd begonnen met wetenschappelijke waarnemingen, waaronder het doel in dit artikel. Het gebruikte instrument was de STELLA Echelle Spectrograph (SES). SES is een vezelgevoede echelle spectrograaf met een vast formaat. Het white-pupil ontwerp biedt een oplossend vermogen van 55.000 over een golflengtebereik van 390-880 nm met een sampling van drie pixels per resolutie-element. Bij een golflengte van 600 nm komt dit overeen met een effectieve resolutie van 5,5 km/s of 110 milli-angstroem.
Bron: Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP)
