Na osnovnom nivou, zvezda je prilično jednostavna. Gravitacija stišće zvezdu pokušavajući da je sruši, što uzrokuje da unutrašnje jezgro postane izuzetno vruće i gusto. Ovo pokreće nuklearnu fuziju, a toplota i pritisak iz toga guraju nazad protiv gravitacije.
Dve sile uravnotežuju jedna drugu dok je zvezda u stanju glavnog niza. Laganica. Ali detalji o tome kako to funkcioniše su izuzetno složeni.
Za precizno modeliranje unutrašnjosti zvezde su potrebni sofisticirani kompjuterski modeli, a čak i tada može biti teško uskladiti model sa onim što vidimo na površini zvezde. Sada nova kompjuterska simulacija pomaže da se to promeni.
Iako su unutrašnji pritisak i gravitaciona težina zvezde generalno u ravnoteži, tok toplote nije. Sva toplota i energija proizvedena u zvezdanom jezgru moraju da pobegnu na vreme, a postoje dva opšta načina na koja se to dešava.
Prvi je kroz razmenu zračenja. Visokoenergetski gama zraci se raspršuju na jezgra u jezgru, postepeno gubeći energiju dok migriraju na površinu i beže. Unutrašnjost zvezde je toliko gusta da to može potrajati hiljadama godina.
Drugi metod je kroz konvektivni tok. Vrući materijal blizu centra zvezde pokušava da se proširi, gurajući se prema površini. U međuvremenu, hladniji materijal blizu površine se kondenzuje i tone prema jezgru.
Ovo zajedno stvara ciklični tok materijala koji prenosi toplotnu energiju na površinu zvezde. Ova konvekcija meša unutrašnjost zvezde, a zbog stvari kao što su viskozitet i turbulentni vrtlozi, izuzetno je teško modelirati.
Zvezde uglavnom imaju radijativnu i konvektivnu zonu. Lokacija i veličina ovih zona zavise od mase zvezde. Male zvezde su skoro u potpunosti konvektivne, dok zvezde poput Sunca imaju unutrašnju radijativnu zonu i spoljašnju konvektivnu zonu.
Za masivne zvezde, ovo je preokrenuto, sa unutrašnjom konvektivnom zonom i spoljašnjom radijativnom zonom. Jedna od stvari koje znamo o konvekciji je da ona može izazvati fluktuaciju površine zvezde poput lonca vode koja ključa. Ovo zauzvrat uzrokuje da ukupni sjaj zvezde lagano treperi.
U ovoj novoj studiji, tim je pokazao kako su oblasti konvekcije u zvezdi povezane sa načinom na koji zvezda treperi. Ono što su otkrili je da na zvučne talase koji talasaju zvezdu utiču konvektivni tokovi, koji zauzvrat menjaju način na koji zvezda treperi.
To u principu znači da možemo proučavati unutrašnjost zvezde posmatrajući njeno treperenje svetlosti, omogućavajući astronomima da bolje razumeju zvezde.
Trenutno su treperenja premala da bi ih trenutni teleskopi mogli posmatrati. Ali sa većim i osetljivijim teleskopima trebalo bi da budemo u mogućnosti da ih proučavamo.
Već smo u mogućnosti da proučavamo efekte zvučnih talasa na Suncu, kroz ono što je poznato kao helioseizmologija. U narednim decenijama, trebalo bi da budemo u mogućnosti da to uradimo sa obližnjim zvezdama.
