Asterosejsmologia

Różne tryby oscylacji mają różną czułość na strukturę gwiazdy. Obserwując wiele modów, można zatem częściowo wywnioskować wewnętrzną strukturę gwiazdy.

Asterosejsmologia lub astrosejsmologia to nauka o oscylacjach gwiazd. Gwiazdy mają wiele rezonansowych , a ścieżka fal dźwiękowych przechodzących przez gwiazdę zależy od prędkości dźwięku , która z kolei zależy od lokalnej temperatury i składu chemicznego. Ponieważ powstałe tryby oscylacji są wrażliwe na różne części gwiazdy, informują astronomów o wewnętrznej strukturze gwiazdy, co w innym przypadku nie jest bezpośrednio możliwe na podstawie ogólnych właściwości, takich jak jasność i temperatura powierzchni.

Asterosejsmologia jest blisko spokrewniona z heliosejsmologią , badaniem pulsacji gwiazd szczególnie w Słońcu . Chociaż oba są oparte na tej samej podstawowej fizyce, dostępnych jest więcej jakościowo różnych informacji o Słońcu, ponieważ jego powierzchnię można rozdzielić.

Podłoże teoretyczne

Diagram propagacji dla standardowego modelu słonecznego pokazujący, gdzie oscylacje mają charakter trybu g (niebieski) lub gdzie tryby dipolowe mają charakter trybu p (pomarańczowy). Pomiędzy około 100 a 400 µHz, mody potencjalnie miałyby dwa obszary oscylacyjne: są one znane jako mody mieszane . Linia przerywana pokazuje akustyczną częstotliwość odcięcia, obliczoną na podstawie bardziej precyzyjnego modelowania, powyżej której mody nie są uwięzione w gwieździe i, mówiąc z grubsza, nie rezonują.

Zaburzając liniowo równania określające równowagę mechaniczną gwiazdy (tj. zachowanie masy i równowagę hydrostatyczną ) i zakładając, że zaburzenia są adiabatyczne, można wyprowadzić układ czterech równań różniczkowych , których rozwiązania dają częstotliwość i strukturę trybów oscylacji gwiazdy . Zwykle zakłada się, że struktura gwiazdy jest sferycznie symetryczna, więc pozioma (tj. Nieradialna) składowa oscylacji jest opisana przez sferyczne harmoniczne , indeksowane stopniem kątowym $displaystyle$ porządkiem azymutalnym $m }$ . W gwiazdach nieobrotowych wszystkie mody o tym samym stopniu kątowym muszą mieć tę samą częstotliwość, ponieważ nie ma preferowanej osi. Stopień kątowy wskazuje liczbę linii węzłowych na powierzchni gwiazdy, więc dla dużych wartości $.$ sektory z grubsza znoszą się, co utrudnia wykrycie zmian światła W konsekwencji mody można wykryć tylko do stopnia kątowego około 3 intensywności i około 4, jeśli obserwuje się prędkość radialną.

Zakładając dodatkowo, że zaburzenie potencjału grawitacyjnego jest pomijalne ( przybliżenie Cowlinga ) i że struktura gwiazdy zmienia się wolniej z promieniem niż mod oscylacyjny, równania można w przybliżeniu sprowadzić do jednego równania drugiego rzędu dla składowej radialnej funkcja własna przemieszczenia ${\ Displaystyle \ xi _ {r}}$ ,

${\ Displaystyle {\ Frac {d ^ {2} \ xi _ {r} }{dr^{2}}}={\frac {\omega ^{2}}{c_{s}^{2}}}\left(1-{\frac {N^{2}}{\omega ^{2}}}\right)\left({\frac {S_{\ell}^{2}}{\omega ^{2}}}-1\right)\xi _{r}}$

gdzie jest współrzędną radialną w gwieździe, $.$ $częstotliwością$ trybu oscylacji, $dźwięku$ wewnątrz gwiazdy , $to częstotliwość$ Brunta – Väisälä lub wyporu, $.$ Lamba Dwa ostatnie są określone przez

${\ Displaystyle N ^ {2} = g \ lewo ({\ Frac {1} {\ Gamma _ {1} P}} {\frac {dp}{dr}}-{\frac {1}{\rho}}{\frac {d\rho}}{dr}}\right)}$

I

${\ Displaystyle S _ {\ ell} ^ {2} = {\ Frac {\ ell (\ ell + 1) c_ {s} ^ {2}}} r^{2}}}}$

odpowiednio. Przez analogię do zachowania prostych oscylatorów harmonicznych oznacza to, że rozwiązania oscylacyjne istnieją, gdy częstotliwość jest większa lub mniejsza niż zarówno, $i$ N $N}$ . Pierwszy przypadek identyfikujemy jako tryby ciśnienia o wysokiej częstotliwości (tryby p), a drugi jako tryby grawitacyjne o niskiej częstotliwości (tryby g).

Ta podstawowa separacja pozwala nam określić (z rozsądną dokładnością), gdzie spodziewamy się, jaki rodzaj modu rezonować będzie w gwieździe. Wykreślając krzywe i $Displaystyle \ omega = S _$ $}$ $ell}$ (dla danego , oczekujemy, że tryby rezonować przy częstotliwościach poniżej obu krzywych lub przy częstotliwościach powyżej obu krzywych.

Mechanizmy wzbudzenia

Mechanizm kappa

W dość specyficznych warunkach niektóre gwiazdy mają obszary, w których ciepło jest przenoszone przez promieniowanie, a nieprzezroczystość jest gwałtownie malejącą funkcją temperatury. To uderzenie krycia może napędzać oscylacje przez $-$ (lub zawór Eddingtona ). Załóżmy, że na początku cyklu oscylacji otoczka gwiazdy skurczyła się. Rozszerzając się i nieznacznie ochładzając, warstwa w wypukłości nieprzezroczystości staje się bardziej nieprzezroczysta, pochłania więcej promieniowania i nagrzewa się. Ogrzewanie to powoduje rozszerzanie, dalsze ochładzanie i warstwa staje się jeszcze bardziej nieprzezroczysta. Trwa to do momentu, gdy nieprzezroczystość materiału przestanie tak szybko rosnąć, w którym to momencie promieniowanie uwięzione w warstwie może się wydostać. Gwiazda kurczy się i cykl przygotowuje się do ponownego rozpoczęcia. W tym sensie nieprzezroczystość działa jak zawór, który zatrzymuje ciepło w otoczce gwiazdy.

Pulsacje napędzane przez $-$ są spójne i mają stosunkowo duże amplitudy. Steruje pulsacjami wielu najdłużej znanych gwiazd zmiennych, w tym cefeid i RR Lyrae .

Konwekcja powierzchniowa

W gwiazdach ze strefami konwekcji powierzchniowej turbulentne ruchy płynów w pobliżu powierzchni jednocześnie wzbudzają i tłumią oscylacje w szerokim zakresie częstotliwości. Ponieważ mody są samoistnie stabilne, mają niskie amplitudy i są stosunkowo krótkotrwałe. Jest to mechanizm napędowy we wszystkich oscylatorach podobnych do Słońca.

Blokowanie konwekcyjne

Jeśli podstawa strefy konwekcji powierzchniowej jest ostra, a skala czasowa konwekcji jest wolniejsza niż skala czasowa pulsacji, przepływy konwekcyjne reagują zbyt wolno na zakłócenia, które mogą narastać w duże, spójne pulsacje. Mechanizm $ten$ jest znany jako blokowanie konwekcyjne i uważa się, że napędza pulsacje Doradusa.

Wzbudzenie pływowe

Obserwacje z satelity Kepler ujawniły ekscentryczne układy podwójne, w których oscylacje są wzbudzane podczas największego zbliżenia. Układy te znane są jako pulsujące ze względu na charakterystyczny kształt krzywych blasku.

Rodzaje oscylatorów

Oscylatory podobne do Słońca

Ponieważ oscylacje słoneczne są napędzane przez konwekcję przypowierzchniową, wszelkie oscylacje gwiazd powodowane w podobny sposób są znane jako oscylacje podobne do Słońca, a same gwiazdy jako oscylatory podobne do Słońca . Jednak oscylacje podobne do Słońca występują również w rozwiniętych gwiazdach (podolbrzymach i czerwonych olbrzymach), które mają otoczki konwekcyjne, mimo że gwiazdy nie są podobne do Słońca .

Zmienne cefeidowe

Cefeidy zmienne są jedną z najważniejszych klas gwiazd pulsujących. Są to gwiazdy spalające jądro-hel o masach powyżej około 5 mas Słońca. Zasadniczo oscylują w swoich podstawowych modach, z typowymi okresami od dni do miesięcy. Ich okresy pulsacji są ściśle związane z ich jasnością, więc można określić odległość do cefeidy, mierząc jej okres oscylacji, obliczając jej jasność i porównując ją z zaobserwowaną jasnością.

Pulsacje cefeid są wzbudzane przez mechanizm kappa działający na drugą strefę jonizacji helu.

Zmienne RR Lyrae

Liry RR są podobne do zmiennych cefeid, ale mają niższą metaliczność (tj. Populacja II ) i znacznie mniejsze masy (około 0,6 do 0,8 czasu słonecznego). Są to olbrzymy spalające hel w rdzeniu, które oscylują w jednym lub obu trybach podstawowych lub pierwszym alikwocie. Oscylacje są również napędzane przez mechanizm kappa działający poprzez drugą jonizację helu. Wiele RR Lyrae, w tym sama RR Lyrae, wykazuje długookresowe modulacje amplitudy, znane jako efekt Blazhko .

Gwiazdy Delta Scuti i Gamma Doradus

Zmienne Delta Scuti znajdują się mniej więcej tam, gdzie klasyczny pasek niestabilności przecina główną sekwencję. Są to zazwyczaj karły i podolbrzymy typu A do wczesnych F, a tryby oscylacji to tryby ciśnienia promieniowego i nieradialnego niskiego rzędu, z okresami w zakresie od 0,25 do 8 godzin i wahaniami wielkości pomiędzy nimi. ^{[ potrzebne wyjaśnienie ]} Podobnie jak w przypadku cefeid, oscylacje są napędzane przez mechanizm kappa działający na drugą jonizację helu.

Zmienne SX Phoenicis są uważane za ubogich w metale krewnych zmiennych Delta Scuti.

Zmienne Gamma Doradus występują w gwiazdach podobnych do czerwonego końca zmiennych Delta Scuti, zwykle wczesnego typu F. Gwiazdy wykazują wiele częstotliwości oscylacji od około 0,5 do 3 dni, co jest znacznie wolniejsze niż tryby ciśnienia niskiego rzędu. Ogólnie uważa się, że oscylacje Gamma Doradus są modami grawitacyjnymi wysokiego rzędu, wzbudzanymi przez blokowanie konwekcyjne.

Na podstawie wyników z Keplera wydaje się, że wiele gwiazd Delta Scuti również wykazuje oscylacje Gamma Doradus, a zatem są hybrydami.

Szybko oscylujące gwiazdy Ap (roAp).

Szybko oscylujące gwiazdy Ap mają podobne parametry do zmiennych Delta Scuti, głównie typu A i F, ale są również silnie magnetyczne i osobliwe chemicznie (stąd podtyp widmowy p ). Ich widma modów gęstych są rozumiane w kategoriach modelu pulsatora ukośnego : częstotliwości modów są modulowane przez pole magnetyczne, które niekoniecznie jest zgodne z obrotem gwiazdy (jak ma to miejsce w przypadku Ziemi). Tryby oscylacji mają częstotliwości około 1500 μHz i amplitudy kilku mmmag.

Wolno pulsujące gwiazdy B i zmienne Beta Cephei

Wolno pulsujące gwiazdy B (SPB) to gwiazdy typu B z okresami oscylacji wynoszącymi kilka dni, rozumianymi jako mody grawitacyjne wysokiego rzędu wzbudzane przez mechanizm kappa. Zmienne Beta Cephei są nieco gorętsze (a przez to bardziej masywne), mają też mody wzbudzane przez mechanizm kappa i dodatkowo oscylują w modach grawitacyjnych niskiego rzędu z okresami kilku godzin. Obie klasy oscylatorów zawierają tylko wolno obracające się gwiazdy.

Zmienne gwiazdy podkarłowate B

Gwiazdy subkarły B (sdB) są w istocie jądrami olbrzymów spalających hel, które w jakiś sposób straciły większość swoich powłok wodorowych do tego stopnia, że nie ma powłoki spalającej wodór. Mają wiele okresów oscylacji, które wahają się od około 1 do 10 minut i amplitudy w zakresie od 0,001 do 0,3 mag w świetle widzialnym. Oscylacje są trybami ciśnienia niskiego rzędu, wzbudzanymi przez mechanizm kappa działający na wypukłość nieprzezroczystości żelaza.

Białe karły

Białe karły charakteryzują się typem widmowym, podobnie jak zwykłe gwiazdy, z wyjątkiem tego, że związek między typem widmowym a efektywną temperaturą nie odpowiada w ten sam sposób. Tak więc białe karły są znane jako typy DO, DA i DB. Chłodniejsze typy są fizycznie możliwe, ale Wszechświat jest zbyt młody, aby mogły się wystarczająco ochłodzić. Stwierdzono, że białe karły wszystkich trzech typów pulsują. Pulsatory są znane jako gwiazdy GW Virginis (zmienne DO, czasami znane również jako gwiazdy PG 1159), gwiazdy V777 Herculis (zmienne DB) i gwiazdy ZZ Ceti (zmienne DA). Wszystkie pulsują w trybach g niskiego stopnia wysokiego rzędu. Okresy oscylacji zasadniczo zmniejszają się wraz ze skuteczną temperaturą, w zakresie od około 30 minut do około 1 minuty. Uważa się, że gwiazdy GW Virginis i ZZ Ceti są wzbudzane przez mechanizm kappa; Gwiazdy V777 Herculis przez blokowanie konwekcyjne.

Misje kosmiczne

Wiele przeszłych, obecnych i przyszłych statków kosmicznych ma badania asterosejsmologiczne jako znaczną część ich misji (kolejność chronologiczna).

WIRE – satelita NASA wystrzelony w 1999 roku. Uszkodzony duży teleskop na podczerwień, dwucalowy śledzący gwiazdy był używany przez ponad dekadę jako instrument do asterosejsmologii jasnych gwiazd. Ponownie wszedł w atmosferę ziemską 2011.
MOST – Kanadyjski satelita wystrzelony w 2003 roku. Pierwszy statek kosmiczny poświęcony asterosejsmologii.
CoRoT – francuski satelita ESA do poszukiwania planet i asterosejsmologii wystrzelony w 2006 roku.
Kepler - sonda kosmiczna NASA do wyszukiwania planet wystrzelona w 2009 roku, zmieniona na K2 , ponieważ awaria drugiego koła reakcyjnego uniemożliwiła teleskopowi dalsze monitorowanie tego samego pola.
BRITE – Konstelacja nanosatelitów wykorzystywana do badania najjaśniejszych oscylujących gwiazd. Pierwsze dwa satelity zostały wystrzelone 25 lutego 2013 r.
TESS – Wyszukiwarka planet NASA , która będzie badać jasne gwiazdy na większości nieba, wystrzelona w 2018 roku.
PLATO – planowana misja ESA , która w szczególności wykorzysta asterosejsmologię do uzyskania dokładnych mas i promieni tranzytujących planet.

Zobacz też

Separacja częstotliwości
Trzęsienie gwiazd
Sejsmologia - Naukowe badanie trzęsień ziemi i rozchodzenia się fal sprężystych przez planetę
Whole Earth Telescope – Międzynarodowa współpraca w celu obserwacji gwiazd zmiennych

Dalsza lektura

Aerts, Conny; Christensen-Dalsgaard, Jørgen; Kurtz, Donald (2010). Asterosejsmologia . Biblioteka Astronomii i Astrofizyki. Dordrecht, Nowy Jork: Springer. ISBN 978-1-4020-5803-5 .
Christensen-Dalsgaard, Jørgen. „Notatki z wykładu na temat oscylacji gwiazd” . Źródło 5 czerwca 2015 r .
Pijpers, Frank P. (2006). Metody w helio- i asterosejsmologii . Londyn: Imperial College Press. ISBN 978-1-8609-4755-1 .

Oprogramowanie

Pakiet Variable Star (w języku R) zapewnia główne funkcje analizowanych wzorców na trybach oscylacji gwiazd zmiennych. Dostępny jest również interfejs użytkownika do eksperymentowania z danymi syntetycznymi.