Солнечноподобные колебания

Солнечноподобные колебания — это колебания в звездах , которые возбуждаются так же, как и на Солнце , а именно за счет турбулентной конвекции в его внешних слоях. Звезды, которые демонстрируют солнечные колебания, называются солнечноподобными осцилляторами . Колебания представляют собой режимы постоянного давления и смешанные режимы давления и силы тяжести, которые возбуждаются в определенном диапазоне частот, причем амплитуды примерно соответствуют колоколообразному распределению. В отличие от генераторов, управляемых непрозрачностью, все моды в частотном диапазоне возбуждаются, что позволяет относительно легко идентифицировать колебания. Поверхностная конвекция также затухает моды, и каждая из них хорошо аппроксимируется в частотном пространстве лоренцевой кривой, ширина которой соответствует времени жизни моды: чем быстрее она затухает, тем шире лоренциан. Ожидается, что все звезды с зонами поверхностной конвекции будут демонстрировать солнечные колебания, включая холодные звезды главной последовательности (до температуры поверхности около 7000 К), субгиганты и красные гиганты. Из-за малых амплитуд колебаний их изучение значительно продвинулось благодаря космическим миссиям. ^[1] (в основном COROT и Kepler ).

Солнечноподобные колебания использовались, среди прочего, для точного определения масс и радиусов звезд, на которых расположены планеты, и, таким образом, для улучшения измерений масс и радиусов планет. ^[2]^[3]

Красные гиганты

У красных гигантов наблюдаются смешанные моды, которые частично напрямую чувствительны к свойствам ядра звезды. Их использовали, чтобы отличить красные гиганты, сжигающие гелий в своих ядрах, от тех, которые все еще сжигают только водород в оболочке. ^[4] показать, что ядра красных гигантов вращаются медленнее, чем предсказывают модели ^[5] и для ограничения внутренних магнитных полей сердечников ^[6]

Масштабные диаграммы

{\displaystyle \ell } — Диаграмма Эшелле Солнца с использованием данных для мод с низкими угловыми градусами из Бирмингемской сети солнечных колебаний (BiSON). ^[7]^[8] Моды одинаковой угловой степени $\ell$ образуют примерно вертикальные линии на высоких частотах, как и ожидалось из асимптотического поведения частот мод.

Пик мощности колебаний примерно соответствует более низким частотам и радиальным порядкам для более крупных звезд. Для Солнца моды с наивысшей амплитудой возникают в районе частоты 3 мГц с порядком $n_{\mathrm {max} }\approx 20$ , и смешанные моды не наблюдаются. Для более массивных и более развитых звезд моды имеют более низкий радиальный порядок и в целом более низкие частоты. Смешанные режимы можно наблюдать у эволюционировавших звезд. В принципе, такие смешанные моды могут также присутствовать у звезд главной последовательности, но они имеют слишком низкую частоту, чтобы их можно было возбуждать до наблюдаемых амплитуд. Моды давления высокого порядка заданной угловой степени $\ell$ ожидается, что они будут примерно равномерно распределены по частоте с характерным интервалом, известным как большой интервал. $\Delta \nu$ . ^[9] Это мотивирует диаграмму Эшелле, на которой частоты мод изображены как функция частоты по модулю большого расстояния, а моды определенной угловой степени образуют примерно вертикальные гребни.

Масштабирование отношений

Частоту максимальной мощности колебаний принимают ^[10] примерно изменяться в зависимости от акустической частоты среза, выше которой волны могут распространяться в звездной атмосфере и, таким образом, не задерживаются и не способствуют возникновению стоячих мод. Это дает

\nu _{\mathrm {max} }\propto {\frac {g}{\sqrt {T_{\mathrm {eff} }}}}

Аналогично, большой разнос частот $\Delta \nu$ как известно, примерно пропорциональна квадратному корню из плотности:

\Delta \nu \propto {\sqrt {\frac {M}{R^{3}}}}

В сочетании с оценкой эффективной температуры это позволяет напрямую определить массу и радиус звезды, основываясь на константах пропорциональности на известных значениях для Солнца. Они известны как масштабные отношения:

M\propto {\frac {\nu _{\mathrm {max} }^{3}}{\Delta \nu ^{4}}}T_{\mathrm {eff} }^{3/2}

R\propto {\frac {\nu _{\mathrm {max} }}{\Delta \nu ^{2}}}T_{\mathrm {eff} }^{1/2}

Аналогично, если известна светимость звезды, то температуру можно заменить с помощью соотношения светимости черного тела. $L\propto R^{2}T_{\mathrm {eff} }^{4}$ , что дает

M\propto {\frac {\nu _{\mathrm {max} }^{12/5}}{\Delta \nu ^{14/5}}}L^{3/10}

R\propto {\frac {\nu _{\mathrm {max} }^{4/5}}{\Delta \nu ^{8/5}}}L^{1/10}

Некоторые яркие солнечные осцилляторы

См. также

Ссылки

^ Чаплин, WJ; Милио, А. (2013). «Астеросейсмология звезд солнечного типа и красных гигантов». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 51 (1): 353–392. arXiv : 1303.1957 . Бибкод : 2013ARA&A..51..353C . doi : 10.1146/annurev-astro-082812-140938 . S2CID 119222611 .
^ Дэвис, Греция; и др. (2016). «Частоты колебаний 35 звезд солнечного типа Кеплера, содержащих планеты, с использованием байесовских методов и машинного обучения» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 456 (2): 2183–2195. arXiv : 1511.02105 . Бибкод : 2016MNRAS.456.2183D . дои : 10.1093/mnras/stv2593 .
^ Сильва Агирре, В.; и др. (2015). «Возраст и фундаментальные свойства звезд-хозяев экзопланеты Кеплера по данным астеросейсмологии» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 452 (2): 2127–2148. arXiv : 1504.07992 . Бибкод : 2015MNRAS.452.2127S . дои : 10.1093/mnras/stv1388 .
^ Постельные принадлежности, Тимоти Р .; и др. (2011). «Гравитационные режимы как способ различить красные гиганты, горящие водородом и гелием». Природа . 471 (7340): 608–11. arXiv : 1103.5805 . Бибкод : 2011Natur.471..608B . дои : 10.1038/nature09935 . ПМИД 21455175 . S2CID 4338871 .
^ Бек, Пол Г.; и др. (2012). «Быстрое вращение ядра звезд красных гигантов, выявленное смешанными режимами с преобладанием гравитации». Природа . 481 (7379): 55–7. arXiv : 1112.2825 . Бибкод : 2012Natur.481...55B . дои : 10.1038/nature10612 . ПМИД 22158105 . S2CID 4310747 .
^ Фуллер, Дж.; Кантиелло, М.; Стелло, Д.; Гарсия, РА; Билдстен, Л. (2015). «Астеросейсмология может выявить сильные внутренние магнитные поля в звездах красных гигантов». Наука . 350 (6259): 423–426. arXiv : 1510.06960 . Бибкод : 2015Sci...350..423F . doi : 10.1126/science.aac6933 . ПМИД 26494754 . S2CID 17161151 .
^ Брумхолл, AM; и др. (2009). «Окончательные частоты p-моды Солнца как звезды: 23 года наблюдений BiSON» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 396 (1): Л100–Л104. arXiv : 0903.5219 . Бибкод : 2009MNRAS.396L.100B . дои : 10.1111/j.1745-3933.2009.00672.x . S2CID 18297150 .
^ Дэвис, Греция; Чаплин, WJ; Элсворт, Ю.; Хейл, SJ (2014). «Подготовка данных BiSON: поправка на дифференциальное затухание и взвешенное усреднение одновременных данных» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 441 (4): 3009–3017. arXiv : 1405.0160 . Бибкод : 2014MNRAS.441.3009D . дои : 10.1093/mnras/stu803 .
^ Тассул, М. (1980). «Асимптотические приближения звездных нерадиальных пульсаций» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 43 : 469. Бибкод : 1980ApJS...43..469T . дои : 10.1086/190678 .
^ Кьельдсен, Х.; Постельные принадлежности, ТР (1995). «Амплитуды звездных колебаний: значение для астеросейсмологии». Астрономия и астрофизика . 293 : 87. arXiv : astro-ph/9403015 . Бибкод : 1995A&A...293...87K .

Внешние ссылки

Конспект лекций по звездным колебаниям, опубликованный Дж. Кристенсеном-Далсгаардом ( Орхусский университет , Дания)

[1] Чаплин, WJ; Милио, А. (2013). «Астеросейсмология звезд солнечного типа и красных гигантов». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 51 (1): 353–392. arXiv : 1303.1957 . Бибкод : 2013ARA&A..51..353C . doi : 10.1146/annurev-astro-082812-140938 . S2CID 119222611 .

[2] Дэвис, Греция; и др. (2016). «Частоты колебаний 35 звезд солнечного типа Кеплера, содержащих планеты, с использованием байесовских методов и машинного обучения» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 456 (2): 2183–2195. arXiv : 1511.02105 . Бибкод : 2016MNRAS.456.2183D . дои : 10.1093/mnras/stv2593 .

[3] Сильва Агирре, В.; и др. (2015). «Возраст и фундаментальные свойства звезд-хозяев экзопланеты Кеплера по данным астеросейсмологии» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 452 (2): 2127–2148. arXiv : 1504.07992 . Бибкод : 2015MNRAS.452.2127S . дои : 10.1093/mnras/stv1388 .

[4] Постельные принадлежности, Тимоти Р .; и др. (2011). «Гравитационные режимы как способ различить красные гиганты, горящие водородом и гелием». Природа . 471 (7340): 608–11. arXiv : 1103.5805 . Бибкод : 2011Natur.471..608B . дои : 10.1038/nature09935 . ПМИД 21455175 . S2CID 4338871 .

[5] Бек, Пол Г.; и др. (2012). «Быстрое вращение ядра звезд красных гигантов, выявленное смешанными режимами с преобладанием гравитации». Природа . 481 (7379): 55–7. arXiv : 1112.2825 . Бибкод : 2012Natur.481...55B . дои : 10.1038/nature10612 . ПМИД 22158105 . S2CID 4310747 .

[6] Фуллер, Дж.; Кантиелло, М.; Стелло, Д.; Гарсия, РА; Билдстен, Л. (2015). «Астеросейсмология может выявить сильные внутренние магнитные поля в звездах красных гигантов». Наука . 350 (6259): 423–426. arXiv : 1510.06960 . Бибкод : 2015Sci...350..423F . doi : 10.1126/science.aac6933 . ПМИД 26494754 . S2CID 17161151 .

[7] Брумхолл, AM; и др. (2009). «Окончательные частоты p-моды Солнца как звезды: 23 года наблюдений BiSON» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 396 (1): Л100–Л104. arXiv : 0903.5219 . Бибкод : 2009MNRAS.396L.100B . дои : 10.1111/j.1745-3933.2009.00672.x . S2CID 18297150 .

[8] Дэвис, Греция; Чаплин, WJ; Элсворт, Ю.; Хейл, SJ (2014). «Подготовка данных BiSON: поправка на дифференциальное затухание и взвешенное усреднение одновременных данных» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 441 (4): 3009–3017. arXiv : 1405.0160 . Бибкод : 2014MNRAS.441.3009D . дои : 10.1093/mnras/stu803 .

[9] Тассул, М. (1980). «Асимптотические приближения звездных нерадиальных пульсаций» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 43 : 469. Бибкод : 1980ApJS...43..469T . дои : 10.1086/190678 .

[10] Кьельдсен, Х.; Постельные принадлежности, ТР (1995). «Амплитуды звездных колебаний: значение для астеросейсмологии». Астрономия и астрофизика . 293 : 87. arXiv : astro-ph/9403015 . Бибкод : 1995A&A...293...87K .

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]