ستاره‌ی KIC8462852 به نظر یک ستاره‌ی معمولی (از نوع F3 V) می‌رسد که در زاویه‌دید اولیه‌ی فضاپیمای کپلر که دربردارنده‌ی صورت‌فلکی‌های دجاجه و شلیاق بود، مشاهده شد. بعدها پروژه‌ی «شکارچیان سیاره(۱)» در منحنی نوری کپلر مشاهده کرد که نور این ستاره به طور غیرمتناوب و ناگهانی کم و زیاد می‌شود. به جز محنی نوری دَش(۱) که در زیر بیشتر راجع به آن توضیح داده می‌شود، باقی داده‌های موجود از این ستاره مربوط به بعد از فعالیت فضاپیمای کپلر در سال ۲۰۰۹ است. در داده‌های کپلر نور ستاره در حد ٪۰.۲ تا ٪۲۰ در عرض یک روز تا چند هفته کاهش می‌یابد. این تغییرات برای یک ستاره‌ی معمولی، غیرمنتظره است و برای توضیح آن نظریه‌های متفاوتی داده شده است: از جمله جذب نور توسط توده‌هایی از گردوغبار در اطراف ستاره، یا توسط خانواده‌ای شامل تعداد زیادی از شهاب‌سنگ‌های بسیاربزرگ. اما از آن‌جایی که تابشی از این گردوغبار فرضی در محدوده‌ی فروسرخ مشاهده نمی‌شود، اغلب این نظریه‌ها رد می‌شوند. نویسنده‌ی این مقاله، با استفاده از صفحه‌های شیشه‌ای آرشیوشده در هاروارد که مربوط به سال‌های ۱۸۹۰ تا ۱۹۸۹ هستند به بررسی این ستاره می‌پردازد.
شکل ۱. تصویر یکی از صفحات شیشه‌ای هاروارد از عکس‌های ثبت‌شده‌ی آسمان. در این تصویر یکی از پژوهشگران مشغول مطالعه‌ی ابر ماژلانی کوچک است.
مجموعه‌ی آرشیوی هاروارد شامل حدود ۵۰۰هزار عکس است. هریک از این صفحات شیشه‌ای (شکل ۱ را ببینید) حدود ۸ اینچ در ۱۰ اینچ هستند که در یک پاکت کاغذی نگهداری می‌شوند. میدان دید هر تصویر بین ۱۱ درجه تا ۴۲ درجه تغییر می‌کند. حد قدر ظاهری نیز در صفحات مختلف تغییر می‌کند و عموما بین ۱۴ تا ۱۸ است. نکته‌ی قابل توجه این است که هر نقطه‌ی آسمان با ۱۰۰۰ تا ۴۰۰۰ صفحه پوشش داده می‌شود. جالب است بدانید که صفحات هاروارد پایه‌ی اصلی آن چیزی است که بعدها به سیستم قدر Johnson B شناخته شد. در زمان‌های قدیم (از حدود ۱۸۹۰ تا ۱۹۶۰) روش مرسوم برای مطالعه‌ی این صفحات، استفاده از یک ذره‌بین توسط منجمی باتجربه بوده که به‌طور هم‌زمان تصاویر ستاره‌ها را مقایسه می‌کرده است. از دهه‌ی ۷۰ به بعد از روش‌های جدید طیف‌سنجی فوتوالکتریک و CCD استفاده می‌شود که جایگزین هنر مطالعه‌ی صفحات شیشه‌ای شده‌اند.
شکل ۲. منحنی نوری دَش از ستاره‌ی KIC8462852 که با لوزی‌های آبی‌رنگ نشان داده شده است. هر نقطه مربوط به ۵ سال است. این ستاره در طول سال‌های ۱۸۹۰ تا ۱۹۸۹ کاهش نور قابل توجهی دارد. منحنی‌های نوری دو ستاره‌ی مشابه نیز رسم شده‌اند. مربع‌های خاکستری مربوط به TYC 3162-1001-1 و مثلث‌های خاکستری مربوط به TYC 3162-879-1 هستند. خط‌چین یک نمایش خطی است که نقاط انتهایی را به هم‌دیگر متصل می‌کند درحالی‌که خط مشکی برازش chi-square را نشان می‌دهد. به نظر می‌آید این ستاره یا یک کم‌نورشدگی پایدار با نرخ ۰.۲۰۳ قدر بر قرن به همراه کاهش قابل‌توجه بین سال‌های ۱۹۰۰ تا ۱۹۰۹ دارد یا دارای یک کاهش ناپایدار با نرخ متوسط ۰.۱۶۵ است.
از آن‌جایی که اطلاعات زیادی هنوز از این صفحات قابل دریافت و بررسی است، یکی از محققان هاروارد به همراه گروهش این صفحات را به فرم دیجیتال تبدیل کرده است که به آن دَش گفته می‌شود. قدر ظاهری این تصاویر نیز به دقت کالیبره شده است. در حال حاضر تقریبا ۱۵٪ این تصاویر دیجیتالی شده‌اند که صفحات مربوط به زاویه‌ی دید کپلر از دجاجه و شلیاق جزو آن‌ها هستند. نویسنده‌ی این مقاله، با درنظرگرفتن حدهای مختلف، در نهایت ۱۲۳۲ قدر ظاهری از ستاره‌ی KIC8462852 را در داده‌های دَش انتخاب و بررسی می‌کند و با روش چشمی (برای جزییات آن به مقاله رجوع کنید) نیز قدر ظاهری ۱۳۱ از آن‌ها را که بین سال‌های ۱۸۹۰ تا ۱۹۸۹ هستند، اندازه‌گیری می‌کند. نتایج بررسی داده‌های دَش در شکل ۲ آمده است. در این شکل، نقاط آبی‌رنگ میانگین قدر ظاهری ستاره را در هر ۵ سال نشان می‌دهند که با منحنی نوری دو ستاره‌ی مشابه دیگر نیز مقایسه شده است. برطبق این شکل، قدر ستاره‌ی موردنظر در عرض یک قرن، با نرخی پایدار به مقدار ۰.۲۰۳ کاهش یافته است و بین سال‌های ۱۹۰۰ تا ۱۹۰۹ کاهشی عمیق در آن مشاهده می‌شود. توضیح دیگر می‌تواند آن باشد که یک کاهش ناپایدار با مقدار ۰.۱۶۵ قدر بر قرن مشاهده شده است (خط مشکی پررنگ در شکل ۲). توضیح دوم تغییرات عمیق بین سال‌های ۱۹۰۰ تا ۱۹۰۹ را نادیده می‌گیرد. منحنی نوری دو ستاره‌ی مشابه دیگر در این بازه‌ی زمانی، تقریبا ثابت است. بررسی‌های چشمی نیز کاهش قدری برابر با ۰.۳ را گزارش می‌کنند. بررسی چشمی تاییدی است بر روش‌های دیجیتال‌کردن دَش. در هر حال، این تغییرات قدر ظاهری برای یک ستاره‌ی نوع F در رشته‌ی اصلی ستارگان غیرمنتظره است. تغییرات ستاره‌های شاخه‌ی اصلی نوع F در مقیاس میلیون سال است.
نتایج این تحقیق، نتایجی را که فضاپیمای کپلر از ستاره‌ی KIC8462852 گرفته بود (یعنی کم‌وزیادشدن غیرمتناوب قدر ظاهری این ستاره) تایید می‌کند و شک‌های مبنی بر وجود هر نوع نقص در داده‌های فضاپیما (برای توضیح کاهش قدر) رفع می‌شوند. بنابراین، تغییرات منحنی نوری این ستاره مربوط به خطاهای سیستماتیک یا آنالیز داده نیستند. زمان مربوط به کاهش روشنایی که در داده‌های کپلر مشاهده می‌شود، حدودا یک روز است و کم‌نورشدن در داده‌های هاروارد در طی یک قرن ادامه دارد! البته کم‌نورشدن‌هایی با مدت زمان میانه مانند آن‌چه بین سال‌های ۱۹۰۰ تا ۱۹۰۹ در داده‌های هاروارد مشاهده شده بود نیز وجود دارند؛ هم‌چنین کاهش روشنایی در صد روز آخر داده‌های کپلر. به نظر می‌آید مکانیسمی که مربوط به این کاهش قدر ظاهری یا همان روشنایی است، مربوط به مدت زمان ویژه‌ای نیست و طیفی از بازه‌های زمانی را شامل می‌شود. در پایان این مقاله، نویسنده با تخمین‌های فاصله و جرم اجسامی مانند شهاب‌سنگ‌ها نشان می‌دهد که آن‌ها نیز نمی‌توانند دلیل کاهش نور باشند. همین‌طور تخمین‌های مختلف نشان می‌دهد که اگر توده‌های گردوغبار اطراف ستاره منجر به کاهش قدر ظاهری آن شده‌اند، این توده‌ها یا باید در یک صفحه‌ی مداری یا دیسکی محدود باشند و یا از ستاره خیلی دور باشند که تخمین جرمی-مسافتی آن‌ها درست جفت شوند. باوجود رد برخی از توجیه‌های مربوط به کاهش قدر ظاهری این ستاره، علت جایگزینی در این مقاله مطرح نمی‌شود و دلیل اصلی کاهش قدر این ستاره هنوز شناخته نشده است.
(۱) Planet Hunters
(۲) DASCH: Digital Access to a Sky Century @ Harvard
عنوان اصلی مقاله: KIC8462852 Faded at an Average Rate of 0.165+-0.013 Magnitudes Per Century From 1890 To 1989
نویسنده: Bradley E. Schaefer
این مقاله برای چاپ به نشریه‌ی ApJLett فرستاده شده است.
لینک مقاله‌ی اصلی: http://arxiv.org/abs/1601.03256v1
گردآوری: آزاده کیوانی
