I människans sökande efter sin plats i universum riktas blickarna utåt, mot vår galax Vintergatan. Den består av bortåt 200 miljarder stjärnor men av alla dessa känner vi bara avståndet till ca 20000 stjärnor med en noggrannhet av 10% eller bättre. Denna kunskap har vi erhållit genom astrometriska mätningar, där parallax, position och egenrörelse bestäms genom triangulering med avståndet solen–jorden som bas. Detta ger möjlighet att bestämma avstånden till stjärnorna. Parallaxen är dock mycket liten, mindre än en bågsekund, till och med för de allra närmsta stjärnorna. Hipparcos-projektet är det hittills största projektet med syfte att bestämda dessa egenskaper för ett stort antal stjärnor i vår närhet.

Projektet hade en noggrannhet på ca 1 millibågsekund (1 mas). Framtida astrometriska projekt som t.ex. Gaia kommer att ha en noggrannhet som ligger i storleksordningen 10 mikrobågsekunder (10 µas). Detta leder till nya möjligheter men samtidigt närmar man sig den fundamentala gränsen för hur noga det är möjligt att bestämma dessa parametrar. Vid denna noggrannhet kommer mätningarna att påverkas av hittills negligerbara effekter såsom exoplaneter, ytstrukturer på stjärnorna, mikrolinsning m.m. och det är därför mycket viktigt att känna till storleken av dessa effekter. Detta arbete beskriver hur strukturer på stjärnornas ytor påverkar bestämningen av (i) den totala ljusstyrkan, (ii) fotocentrums position, (iii) det tredje centrala momentet av ljusfördelningen samt (iv) radialhastigheten. Dessa strukturer kan vara av vitt skilda slag och betraktas enbart utifrån sin relativa ljusstyrka jämfört med en helt jämn stjärnyta, inklusive randfördunkling.

Två olika simuleringsmodeller samt en analytisk modell har skapats för denna studie. En jämförelse görs också av exoplaneters inverkar på dessa storheter. Dessa fyra storheter ((i)–(iv)) visar sig alla variera i proportion till kvadratroten ur antalet strukturer eller ‘fläckar’. Detta motsäger uppfattningen om att fläckigheten av en stjärnyta kan uppskattas av en s.k. spot filling factor, vilken är direkt proportionell mot antalet fläckar. Det visar sig också finnas statistiska samband mellan variationerna i respektive storhet och om man känner exempelvis den fotometriska variationen och stjärnans radie kan man enkelt uppskatta variationerna i de andra storheterna. Intressant att konstatera är att den astrometriska variationen (dvs i stjärnans position) för stabila stjärnor av solens typ är några få µAU (1 µAU är en miljondel av en astronomisk enhet eller ca 150 km). Flera stora observationella projekt syftar till att leta efter exoplaneter, och då helst av en storlek liknande jordens, och som befinner sig i den beboeliga zonen kring sin stjärna. Det är då intressant att uppskatta sådana exoplaneters inverkan på den astrometriska signalen, dvs hur centralstjärnan ‘vaggar’ kring tyngdpunkten i systemet och därmed faktiskt ändrar sitt läge på himlen något.

Undersökningen visar att en jordlik planets inverkan leder till att stjärnan rör sig kring tyngdpunkten i systemet med en radie på några få µAU. Detta är av samma storleksordning som eventuella fläckars inverkan. Detta är naturligtvis olyckligt för exoplanet-jägare och man kan konstatera att det inte blir lätt att upptäcka jordliknande exoplaneter med astrometriska metoder. Det är betydligt enklare att upptäcka större exoplaneter, med massor från ca 10 jordmassor, eftersom deras inverkan ger en tydligt mätbar effekt.

Avhandlingen