Bên trong ngôi sao là một nơi ồn ào, vì nhiều ngôi sao ngân nga những bài hát cho chính họ. Chúng ta không thể nghe trực tiếp những bài hát này vì sóng âm thanh không thể thoát ra khỏi ngôi sao, nhưng chúng tạo ra hiệu ứng có thể nhìn thấy trên bề mặt.
Sóng âm thanh liên tục dội lại bên trong một ngôi sao khiến nó phồng lên và co lại, và những chuyển động này gây ra những thay đổi về nhiệt độ trên bề mặt, có thể được phát hiện dưới dạng những thay đổi về độ sáng của một ngôi sao.
Tất cả các ngôi sao đều có một kiểu độ sáng thay đổi theo thời gian, được gọi là đường cong ánh sáng, nhưng nếu có nhiều sóng âm thanh đồng thời thì kiểu này có thể trở nên đông đúc và khó phân tích.
Đọc thêm về các ngôi sao:
Một kỹ thuật toán học được gọi là biến đổi Fourier có thể được sử dụng để tách các tần số riêng lẻ ra khỏi đường cong ánh sáng.
Bằng cách đo các đặc điểm như khoảng cách giữa các tần số, có thể tìm hiểu nhiều điều về ngôi sao như khối lượng, kích thước và tuổi của nó.
Kính viễn vọng Không gian Kepler đã nhìn chằm chằm vào cùng một mảng trời trong bốn năm, điều này rất quan trọng để phát hiện một số sóng âm thanh ‘êm hơn’.
Mặc dù mục đích chính của sứ mệnh Kepler là tìm kiếm các ngoại hành tinh, nhưng các quan sát kéo dài cần thiết để tìm các hành tinh cũng rất phù hợp để chọn ra các tần số tinh tế trong hàng trăm ngôi sao giống như Mặt trời đang dao động.
Bill Chaplin của Đại học Birmingham cho biết: “Điều này đang mở ra khả năng thực hiện các nghiên cứu chi tiết về sự tiến hóa và cấu trúc bên trong của các ngôi sao như Mặt trời.
Các xung này dễ phát hiện hơn nhiều ở các sao khổng lồ đỏ so với các xung kém tiên tiến hơn trong vòng đời sao vì chu kỳ sóng âm trong các sao khổng lồ đỏ dài hơn nhiều.
Các ngôi sao trẻ hơn có chu kỳ chỉ vài phút, trong khi sóng âm trong một ngôi sao khổng lồ đỏ sẽ mất hàng giờ để dao động qua lại.
Phần bên trong của những người khổng lồ đỏ thay đổi đáng kể khi chúng tiến hóa xa hơn. Sau khi cạn kiệt nguồn cung cấp hydro trong lõi, những người khổng lồ đỏ đốt cháy hydro trong lớp vỏ xung quanh lõi chết.
Lõi cuối cùng đã bắt đầu lại, lần này đốt cháy helium. Trong cả hai trường hợp, người khổng lồ đỏ trông giống nhau trên bề mặt – nhưng Kepler đã chỉ ra rằng các dấu hiệu địa chấn rất khác nhau.
Việc phân biệt hai quần thể sao khổng lồ đỏ là một bước tiến vượt bậc trong hiểu biết của chúng ta về quá trình tiến hóa sao.
Các biến số Delta Scuti và các biến số Gamma Doradus là các loại sao dãy chính có chu kỳ xung đặc biệt.
Cả hai lớp đều nóng hơn Mặt trời và điển hình là sao Delta Scuti có nhiệt độ cao hơn sao Gamma Doradus.
Các phạm vi nhiệt độ khác nhau có nghĩa là những ngôi sao này nằm trong khu vực riêng của chúng trên biểu đồ Hertzsprung-Russell (xem bên dưới), được sử dụng rộng rãi để so sánh nhiệt độ và độ sáng của các ngôi sao nhằm theo dõi sự tiến hóa của chúng.
Lý thuyết dự đoán rằng sẽ có một số ngôi sao ‘lai’ trong khu vực chồng lấn giữa các lớp Delta Scuti và Gamma Doradus, và những ngôi sao lai này sẽ thể hiện cả hai loại xung.
Do đó, thật bất ngờ khi Kepler tiết lộ hàng trăm ngôi sao lai nằm rải rác trên cả hai vùng Delta Scuti và Gamma Doradus của biểu đồ Hertzsprung-Russell.
Ngoài ra, một số ngôi sao lẽ ra phải hiển thị xung động vẫn im lặng một cách bí ẩn.
Một khám phá gây tò mò khác do Kepler thực hiện là các chu kỳ kép bất thường trong các biến RR Lyrae.
Chúng thường có chu kỳ xung khoảng nửa ngày, nhưng một số trong số chúng cũng có chu kỳ dài hơn khi hình dạng tổng thể của đường cong ánh sáng thay đổi theo thang thời gian từ hàng chục đến hàng trăm ngày, được gọi là hiệu ứng Blazhko.
Dữ liệu của Kepler tiết lộ rằng sóng âm thanh trong một số ngôi sao này có thể thay đổi trong khoảng thời gian ngắn hoặc trong khoảng thời gian dài và xen kẽ giữa hai loại, một hiệu ứng được gọi là “nhân đôi chu kỳ”.
Sự nhân đôi chu kỳ được biết là xảy ra ở các loại sao biến quang khác, nhưng chưa từng thấy ở các sao RR Lyrae trước Kepler.
Kỳ lạ thay, chu kỳ nhân đôi chỉ xảy ra ở những ngôi sao cũng thể hiện hiệu ứng Blazhko, cho thấy mối liên hệ giữa hai loại chu kỳ.
Sứ mệnh Kepler đóng một vai trò quan trọng trong những khám phá này và lĩnh vực nghiên cứu thiên văn học, nhưng vào năm 2013, hai bánh xe phản ứng của kính viễn vọng đã bị hỏng và có vẻ như sứ mệnh đã kết thúc.
Tuy nhiên, nó đã được khởi động lại với tên gọi K2, quan sát các trường khác nhau trong khoảng 80 ngày cho mỗi trường. Asteroseismology cần các quan sát dài để có độ chính xác tối đa. Chương trình Khảo cổ Thiên hà K2 đã khảo sát những người khổng lồ đỏ trên một phần lớn Thiên hà.
“Về bản chất, những gì chúng tôi làm là sử dụng các ngôi sao làm công cụ thăm dò cấu trúc của Thiên hà và chúng tôi sử dụng tuổi của các vì sao làm đồng hồ để có được bức tranh về cách Dải Ngân hà phát triển trong lịch sử 13 tỷ năm của nó,” Dennis Stello giải thích. Đại học Sydney, người phân tích dữ liệu K2 như một phần công việc của mình trong Nhóm dao động sao của trường đại học.
Những ngôi sao như Mặt trời của chúng ta có thể được nghiên cứu và sự cần thiết phải quan sát những ngôi sao sáng hơn có nghĩa là thông tin về những ngôi sao đó sẽ có sẵn từ các phương pháp quan sát trên mặt đất khác, cho phép mô tả đặc điểm tốt hơn.
Các ngôi sao dãy chính có hai loại sóng âm thanh khác nhau – loại dội lại ở các lớp bên ngoài của ngôi sao và loại bị giới hạn trong lõi của ngôi sao.
Phân tích sóng âm thanh lõi sẽ tiết lộ hoạt động bên trong nhất của một ngôi sao, nhưng hiện tại không thể phát hiện những sóng này trong các ngôi sao như Mặt trời của chúng ta.
Khi một ngôi sao thuộc dãy chính tiến hóa thành một sao khổng lồ đỏ, mật độ thay đổi trong lõi cho phép sóng âm di chuyển lên trên và tương tác với sóng ở các lớp bên ngoài, khiến chúng có thể nhìn thấy được đối với các nhà thiên văn học.
Thông thường, một sóng âm thanh được tách ra khỏi đường cong ánh sáng sẽ hiển thị một đỉnh duy nhất ở một tần số nhất định.
Tuy nhiên, nếu ngôi sao đang quay thì đỉnh đơn này có thể bị chia thành nhiều đỉnh. Bằng cách đo sự phân chia tần số của sóng, có thể đo tốc độ quay của ngôi sao.
Với dữ liệu về người khổng lồ đỏ Kepler, có thể đo được sự phân tách xoay cho cả lõi và bề mặt.
So sánh hai bộ dữ liệu đã chỉ ra rằng một số ngôi sao khổng lồ đỏ quay nhanh hơn nhiều ở bên trong.
Nghiên cứu các dao động trong Mặt trời của chúng ta, được gọi là thuyết nhật tâm, bắt đầu vào năm 1962, và việc có nhiều thập kỷ dữ liệu về Mặt trời đã tiết lộ nhiều điều về ngôi sao của chúng ta.
Ví dụ, một số tần số xung thay đổi theo chu kỳ hoạt động 11 năm.
Helioseismology đã mở đường cho asteroseismology. Trong khi đĩa Mặt trời có thể được giải quyết, việc quan sát Mặt trời như thể nó là một nguồn điểm ở xa đã đảm bảo rằng kiến thức thu được thông qua thuyết nhật tâm có thể được khai thác khi quan sát các ngôi sao giống Mặt trời khác.
Sứ mệnh Kepler đã đo dao động của hơn 500 ngôi sao giống Mặt trời, giải mã các thông số như khối lượng, bán kính và tuổi.
Trước Kepler, chỉ có khoảng 20 ngôi sao đo được xung động. Các thông số sao từ nghiên cứu thiên văn thường được đo với độ chính xác chưa từng có, điều này đặc biệt quan trọng đối với các ngôi sao chứa các ngoại hành tinh, và do đó gắn kết chặt chẽ với mục tiêu chính của sứ mệnh Kepler.
Không biết chi tiết về ngôi sao chủ, không thể xác định chính xác các thuộc tính của hành tinh. Ví dụ, biết khối lượng và bán kính của hành tinh sẽ giúp tiết lộ xem nó bao gồm sắt đặc hay đá xốp.
Tiến sĩ Amanda Doyle là nhà vật lý thiên văn tại Đại học Warwick.