Udtrykket asteroseismologi er en kombination af tre ord:

• aster : fra det klassiske græske ord der betyder stjerne.
• seismos : også fra græsk, betyder skælven.
• logos : som betyder ord, argument, rationelt princip.

Et overdrevet eksempel på en af de mange mulige måder som en stjerne kan svinge på er vist i den lille animation, som kan ses ved at klikke på billedet. Stjerner er selvfølgelig så langt væk at de set med vores MONS teleskop kun er en lysprik. Alligevel er der i hvert fald to måder hvormed det er muligt at observere skælven eller svingninger af stjerners overflader.

• Når dele af overfladen udvider sig væk fra stjernens centrum eller trækker sig sammen mod centret, ændrer lysstyrken af alle dele af overfladen sig. Det får stjernens samlede lysstyrke til at fluktuere omkring en middelværdi. Rømer vil måle stjerners lysstyrke med meget stor nøjagtighed.
• Når dele af overfladen bevæger sig ind eller ud, bevæger de sig også væk fra eller mod os med en vis hastighed. På grund af Doppler-effekten er det muligt at måle denne hastighed. Den slags målinger vil ikke blive foretaget af Rømer.

Rømer skal måle variationer i lysstyrken af mange stjerner over lange tidsrum. På den måde bliver det muligt at måle svingningsperioderne for de forskellige svingningsmønstre med stor nøjagtighed.

De svingningsmønstre, som vi observerer på stjerners overflader, skyldes lydbølger, som også udbreder sig i det indre af disse stjerner. Hvis vi følger udbredelsen af en lydbølge, fra den begynder ved overfladen, bevæger den sig først ind i stjernen med retning næsten mod centret. Dens bane bliver dernæst gradvist afbøjet, på grund af den voksende lydhastighed efterhånden som vi kommer længere ind i stjernen, således at bølgen rammer forbi stjernens centrum. Bølgens præcise bane afhænger af detaljerne ved lydhastigheden i det indre af stjernen. Det punkt hvor bølgen når nærmest centret kaldes svingningens vendepunkt. Efter vendepunktet bevæger bølgen sig udad igen, indtil den når overfladen. Ved overfladen bliver den reflekteret som af et spejl, og bevæger sig tilbage mod stjernens indre.

Hvis to klokker har præcis den samme form og er lavet af det samme materiale, men hvor den ene er meget større end den anden, vil det gælde at den største klokke har en dybere tone end den mindste når den bliver anslået. Med andre ord: den store klokke har de længste svingningsperioder. Noget lignende gælder for stjerner. Det afgørende er her den gennemsnitlige massefylde af stjernen: jo mindre massefylden er, desto længere er svingningsperioderne. Det betyder at hvis stjernens radius er kendt, kan man nemt finde dens totale masse. For alle de stjerner som Rømer kan observere er radierne kendt: de kan bestemmes indirekte fordi stjernernes afstande er blevet målt med Hipparcos satellitten.

Da hver svingning følger sin egen bane gennem stjernens indre afhænger de af lydhastigheden i lidt forskellige dele af stjernen. Ved at bruge en kompliceret matematisk teknik kaldet inversion er det muligt at bestemme lydhastigheden i forskellige dybder i stjernen. Bestemmelse af lydhastigheden som funktion af dybden er et af de første skridt på vejen mod en bedre forståelse af stjernernes indre struktur.

De nutidige forsøg på at lave modeller af stjerners struktur og udvikling begyndte først i det tyvende århundrede, og disse studier tog et stort spring fremad i 50erne da de første elektroniske regnemaskiner blev taget i brug. Man kan derfor med nogen rimelighed overveje om der, efter et halvt århundredes stadig mere detaljerede numeriske beregninger, fortsat er brug for omhyggelige observationer af stjerner.

Svaret på dette spørgsmål hænger nøje sammen med et fundamentalt begreb i enhver moderne videnskab, nemlig at videnskabelige teoriers rigtighed kan aldrig bevises, det kan kun bevises at de er forkerte (K. Popper, 1934). Hvis man foretager en omhyggelig sammenligning mellem teoriens forudsigelser og hvad naturen rent faktisk foretager sig er der to muligheder: enten finder man at forudsigelser og observationer stemmer overens, inden for måleusikkerheden, således at teorien består prøven; eller også er der uoverensstemmelser, så teorien må være mangelfuld eller direkte forkert. Forskernes opgave er at foretage stedse mere kritiske tests af deres teorier. Rømer er en mission som giver en sådan meget præcis test.

Teorien for stjerners struktur, anvendt på Solen, er allerede blevet meget omhyggelig efterprøvet. Ved hjælp af helioseismologi er det muligt at bestemme lydhastigheden inde i Solen som funktion af afstanden til centrum med meget stor præcision, og at sammenligne den med de bedste modeller af Solen. Skønt modellerne rent faktisk er tæt på observationerne, er der specifikke områder som vi bestemt endnu ikke forstår særlig godt.

• Modeller af stjerner er som regel kuglesymmetriske: alle fysiske størrelser (stoffets temperatur, massefylde, lydhastighed, osv.) afhænger kun af afstanden til centrum. Vi ved at selv i Solen er der effekter der giver forskelle i disse størrelser mellem steder i samme afstand fra centrum: forholdene ved Solens poler afviger fra forholdene ved ækvator. Vi ved også at mange stjerner afviger meget mere drastisk fra kuglesymmetri end Solen, for eksempel fordi de roterer meget hurtigere. Så selv om vores modeller er relativt nøjagtige for Solen er de formodentlig langt fra så gode for stjerner der roterer meget hurtigere.
• Selv om astronomer er udmærket klar over at stjerner fødes, gradvist bliver gamle og dernæst dør, er der en tendens til at antage at deres struktur ændrer sig så langsomt med tiden at vi kan ignorere ændringerne når vi beregner deres struktur: modellerne af den indre struktur er kvasi-statiske. Hvis vi på den anden side observerer overfladen på en ganske almindelig stjerne som Solen, ser vi at stjernen er meget langt fra statisk. Solens synlige overflade er en del af en konvektionszone, som strækker sig over de ydre ca. 28 % af Solens radius. Andre stjerner har i stedet konvektive centrale dele, men alle stjerner har områder hvor stoffet er i voldsom bevægelse. Helioseismiske undersøgelser har allerede vist at vores solmodeller ikke er specielt gode, især nær grænserne for de konvektive områder. Dette er et eksempel på dynamiske effekter som ikke er ordentlig inkluderet i modelberegningerne. Ved at studere hvor konvektive områder i andre stjerner begynder og slutter kan vi lære hvordan vi skal forbedre beskrivelsen.
• Solen har mørke pletter på overfladen, som er områder hvor magnetfeltet er specielt stærkt. Disse pletter kommer og går, og somme tider har Solen flere pletter end til andre tider. Der er en sol-cyklus, hvor antallet af pletter er maksimalt groft sagt hvert elvte år. Årsagen til denne cykliske aktivitet er stadig et mysterium. Vi ved at Solens magnetiske aktivitet ikke er specielt kraftig. Der er stjerner med meget stærkere magnetfelter, og med meget voldsommere variationer i disse felter. I disse stjerner kan den indre struktur være helt forskellig fra hvad en ikke-magnetisk model forudsiger, og udviklingens forløb kan også være kraftigt påvirket. Selv for at forstå Solens magnetfelter er det vigtigt at studere andre stjerner.
• Solen er bare en enkelt stjerne på et bestemt punkt i sit livsforløb. Selv hvis vi havde en perfekt model af Solen i dette stadium, kunne vi stadig have et helt forkert billede af hvordan Solen var i fortiden, eller hvordan den vil udvikle sig i fremtiden. Teorien for stjernernes udvikling kan kun testes ved at undersøge den indre struktur i mange forskellige stjerner.
• Moderne stjernemodeller afhænger af bidrag fra mange grene af den fundamentale fysik. Det er nødvendigt at kende egenskaber ved blandinger af luftarter over et bredt område i temperatur, massefylde og grundstofsammensætning: stoffets tilstandsligning. Vi har også brug for at vide hvordan stoffet absorberer og udsender stråling, bestemt ved opaciteten. Disse egenskaber kan til en vis grad måles i laboratorier på Jorden, men langt fra under alle de forhold der er relevante i stjerner. Hvis de ikke kan måles kan de beregnes teoretisk, og disse teorier kan selvfølgelig også være ufuldstændige eller forkerte. Med helio- og asteroseismologi kan vi også teste sådanne fundamentale fysiske teorier, fordi hvis teorierne er forkerte vil vores modeller ikke være i overensstemmelse med Solens og stjernernes observerede egenskaber.

Danske astronomer har adgang til nogle af verdens største teleskoper til observation af synligt og nær-infrarødt lys, som for eksempel på European Southern Observatory, og det Nordiske Optiske Teleskop. Nogle af disse teleskoper er blevet brugt til asteroseismologi, så man kan overveje hvorfor det er nødvendigt at observere fra rummet. Der er to hovedårsager til at asteroseismologi fra Jorden er problematisk:

• Svingninger i stjerner, af samme art som Solens svingninger, forårsager ekstremt små fluktuationer i stjernernes lysstyrke. Andre årsager til variationer kan meget nemt drukne det signal, som vi forsøger at observere. Uheldigvis påvirker Jordens atmosfære lyset fra stjernerne: den får stjernerne til at blinke. Det tekniske navn for denne effekt er scintillationen. Man kan forsøge at korrigere for denne variation på forskellig måde, bl.a. ved at bruge de største teleskoper, men det er uhyre svært at nå den følsomhed, der er nødvendig for at lave asteroseismologi. Med det beskedne MONS teleskop, med en diameter på 32 cm, er det let fra rummet at lave observationer der er næsten umulige med et 8-meter teleskop på Jorden. Ved at klikke på billeder kan man se en demonstration af scintillation med et glas vand (atmosfæren) og en overheadprojektor (stjernen) af Hans Kjeldsen.
  
• Et essentielt aspekt af asteroseismiske observationer er at bestemme en tidsserie: meget hyppige observationer, f.eks. en gang hvert minut, gentaget over et meget langt tidsrum, typisk en måned. For det første ville det ikke være muligt at reservere et 8-meter teleskop over så lang en periode. For det andet er der et fundamentalt problem: stjerner står op og går ned på grund af Jordens rotation. Observationer fra et enkelt sted på Jorden har derfor altid huller, når stjernen er under horisonten. Den eneste måde til at løse dette problem er ved at observere med adskillige teleskoper spredt rundt om Jorden, sådan at et eller flere teleskoper på et vilkårligt tidspunkt kan observere stjernen. Et enkelt 8-meter teleskop er altså ikke nok: vi har brug for i hvert fald 6! En enkelt satellit i en passende bane kan observere en given stjerne i et næsten ubegrænset tidsrum.