Астеросейсмология

Различные моды колебаний имеют разную чувствительность к структуре звезды. Таким образом, наблюдая несколько режимов, можно частично сделать вывод о внутренней структуре звезды.

Астеросейсмология – это изучение колебаний звезд. Звезды имеют множество резонансных мод и частот, а путь звуковых волн, проходящих через звезду, зависит от скорости звука , которая, в свою очередь, зависит от местной температуры и химического состава. Поскольку результирующие моды колебаний чувствительны к различным частям звезды, они информируют астрономов о внутренней структуре звезды, что в противном случае невозможно напрямую из общих свойств, таких как яркость и температура поверхности.

Астеросейсмология тесно связана с гелиосейсмологией , изучением звездной пульсации, особенно на Солнце . Хотя оба основаны на одной и той же базовой физике, о Солнце доступно больше и качественно разной информации, поскольку можно определить его поверхность.

Теоретическая основа

Линейно возмущая уравнения, определяющие механическое равновесие звезды (т. е. сохранение массы и гидростатическое равновесие ), и предполагая, что возмущения адиабатические, можно вывести систему четырех дифференциальных уравнений , решения которой дают частоту и структуру мод колебаний звезды. . Звездную структуру обычно считают сферически симметричной, поэтому горизонтальная (т. е. нерадиальная) составляющая колебаний описывается сферическими гармониками , индексируемыми угловым градусом $\ell$ и азимутальный порядок $m$ . В невращающихся звездах моды с одинаковым угловым градусом должны иметь одинаковую частоту, поскольку предпочтительной оси нет. Угловой градус указывает на количество узловых линий на поверхности звезды, поэтому при больших значениях $\ell$ Противостоящие сектора примерно взаимно компенсируются, что затрудняет обнаружение изменений освещенности. Как следствие, моды могут быть обнаружены только до углового градуса около 3 по интенсивности и около 4 при наблюдении по лучевой скорости.

Если дополнительно предположить, что возмущение гравитационного потенциала пренебрежимо мало ( приближение Коулинга ) и что структура звезды меняется с радиусом медленнее, чем мода колебаний, уравнения можно свести примерно к одному уравнению второго порядка для радиальной компоненты собственная функция смещения $\xi _{r}$ , ${\frac {d^{2}\xi _{r}}{dr^{2}}}={\frac {\omega ^{2}}{c_{s}^{2}}}\left(1-{\frac {N^{2}}{\omega ^{2}}}\right)\left({\frac {S_{\ell }^{2}}{\omega ^{2}}}-1\right)\xi _{r}$ где $r$ — радиальная координата звезды, $\omega$ – угловая частота моды колебаний, $c_{s}$ скорость звука внутри звезды, $N$ - частота Брунта-Вяйсяля или частота плавучести и $S_{\ell }$ — частота Лэмба. Последние два определяются $N^{2}=g\left({\frac {1}{\Gamma _{1}P}}{\frac {dp}{dr}}-{\frac {1}{\rho }}{\frac {d\rho }{dr}}\right)$ и $S_{\ell }^{2}={\frac {\ell (\ell +1)c_{s}^{2}}{r^{2}}}$ соответственно. По аналогии с поведением простых гармонических осцилляторов, это означает, что осциллирующие решения существуют, когда частота либо равна больше или меньше обоих $S_{\ell }$ и $N$ . Мы идентифицируем первый случай как высокочастотные моды давления (р-моды), а последние как низкочастотные гравитационные моды (g-моды).

Это базовое разделение позволяет нам определить (с разумной точностью) где мы ожидаем, какая мода будет резонировать в звезде. Построив график кривые $\omega =N$ и $\omega =S_{\ell }$ (для данного $\ell$ ), мы ожидаем, что p-моды будут резонировать на частотах ниже обеих кривые или частоты выше обеих кривых.

Механизмы возбуждения

Каппа-механизм

В довольно специфических условиях у некоторых звезд есть области, где тепло переносится излучением, а непрозрачность резко уменьшается в зависимости от температуры. Этот выступ непрозрачности может вызывать колебания через $\kappa$ -механизм (или клапан Эддингтона ). Предположим, что в начале цикла колебаний оболочка звезды сжалась. При небольшом расширении и охлаждении слой на выступе непрозрачности становится более непрозрачным, поглощает больше излучения и нагревается. Этот нагрев вызывает расширение, дальнейшее охлаждение и слой становится еще более непрозрачным. Это продолжается до тех пор, пока непрозрачность материала не перестанет увеличиваться так быстро, и в этот момент захваченное в слое излучение сможет выйти наружу. Звезда сжимается, и цикл готовится начаться снова. В этом смысле непрозрачность действует как клапан, удерживающий тепло в оболочке звезды.

Пульсации, вызванные $\kappa$ -механизмы когерентны и имеют относительно большие амплитуды. Он управляет пульсациями многих самых давно известных переменных звезд, включая переменные цефеиды и RR Лиры .

Поверхностная конвекция

В звездах с зонами поверхностной конвекции турбулентные движения жидкости вблизи поверхности одновременно возбуждают и затухают колебания в широком диапазоне частот. ^{[ 2 ]}^{[ 3 ]} Поскольку моды по своей природе стабильны, они имеют низкие амплитуды и относительно недолговечны. Это движущий механизм всех солнечных генераторов.

Конвективная блокировка

Если основание зоны поверхностной конвекции резкое, а временные рамки конвекции медленнее, чем временные шкалы пульсаций, конвективные потоки слишком медленно реагируют на возмущения, которые могут перерасти в большие когерентные пульсации. Этот механизм известен как конвективная блокировка. ^{[ 4 ]} и считается, что он вызывает пульсации в $\gamma$ Переменные Дорадуса. ^{[ 5 ]}

Приливное возбуждение

Наблюдения со спутника «Кеплер» выявили эксцентричные двойные системы, в которых при максимальном сближении возбуждаются колебания. ^{[ 6 ]} Эти системы известны как звезды -сердцебиения из-за характерной формы кривых блеска.

Типы осцилляторов

Солнечноподобные осцилляторы

Поскольку солнечные колебания вызываются приповерхностной конвекцией, любые вызванные аналогичным образом звездные колебания известны как солнечные колебания , а сами звезды - как солнечные осцилляторы . Однако солнечные колебания происходят и у эволюционировавших звезд (субгигантов и красных гигантов), имеющих конвективные оболочки, хотя звезды и не похожи на Солнце .

Переменные цефеид

Переменные цефеид — один из важнейших классов пульсирующих звезд. Это звезды с горящим гелием и массой около 5 солнечных масс. В основном они колеблются в своих основных режимах с типичными периодами от дней до месяцев. Периоды их пульсаций тесно связаны с их светимостью, поэтому можно определить расстояние до цефеиды, измерив период ее колебаний, вычислив ее светимость и сравнив ее с наблюдаемой яркостью.

Пульсации цефеид возбуждаются по каппа-механизму, действующему на вторую зону ионизации гелия.

Переменные RR Лиры

RR Лиры похожи на переменные цефеиды, но имеют более низкую металличность (т.е. популяцию II ) и гораздо меньшую массу (примерно на 0,6–0,8 солнечной). Это гиганты, сжигающие гелий, которые колеблются в одной или обеих основных модах или первом обертоне. Колебания также вызываются каппа-механизмом, действующим за счет второй ионизации гелия. Многие RR Лиры, включая саму RR Лиру, демонстрируют долгопериодные амплитудные модуляции, известные как эффект Блажко .

Звезды Дельта Щита и Гамма Дорадус

Переменные Дельта Щита находятся примерно там, где классическая полоса нестабильности пересекает главную последовательность. Обычно это карлики и субгиганты от A до раннего F-типа, а режимы колебаний представляют собой режимы радиального и нерадиального давления низкого порядка с периодами от 0,25 до 8 часов и вариациями звездной величины где-то между ними. ^{[ нужны разъяснения ]} Как и переменные цефеид, колебания обусловлены каппа-механизмом, действующим на вторую ионизацию гелия.

Переменные SX Phoenicis считаются бедными металлами родственниками переменных Delta Scuti.

Переменные Гамма Дорадус встречаются в звездах, подобных красному концу переменных Дельты Щита, обычно раннего F-типа. Звезды демонстрируют множественные частоты колебаний примерно от 0,5 до 3 дней, что намного медленнее, чем моды давления низкого порядка. Колебания гамма-дораду обычно считаются гравитационными модами высокого порядка, возбуждаемыми конвективной блокировкой.

Судя по результатам исследования Кеплера , многие звезды Дельты Щита также демонстрируют колебания Гаммы Дораду и, следовательно, являются гибридами. ^{[ 7 ]}^{[ 8 ]}

Быстро колеблющиеся звезды Ap (roAp)

Быстро колеблющиеся Ар-звезды имеют параметры, аналогичные переменным Дельта Щита, в основном относятся к A- и F-типам, но они также сильно магнитны и химически пекулярны (отсюда и спектральный подтип p ). Их спектры плотных мод понимаются в рамках модели наклонного пульсатора : частоты мод модулируются магнитным полем, которое не обязательно совпадает с вращением звезды (как в случае с Землей). Моды колебаний имеют частоты около 1500 мкГц и амплитуды в несколько ммаг.

Медленно пульсирующие звезды B и переменные Бета Цефеи

Медленно пульсирующие звезды B (SPB) — это звезды B-типа с периодами колебаний в несколько дней, которые понимаются как гравитационные моды высокого порядка, возбуждаемые каппа-механизмом. Переменные Бета-Цефеи немного горячее (и, следовательно, более массивные), также имеют моды, возбуждаемые каппа-механизмом, и дополнительно колеблются в гравитационных модах низкого порядка с периодами в несколько часов. Оба класса осцилляторов содержат только медленно вращающиеся звезды.

Переменные субкарлики B-звезды

Звезды-субкарлики B (sdB) по сути являются ядрами гигантов, горящих гелием, которые каким-то образом потеряли большую часть своих водородных оболочек, вплоть до того, что у них нет оболочки, горящей водородом. Они имеют несколько периодов колебаний в диапазоне от 1 до 10 минут и амплитуду от 0,001 до 0,3 магнитной индукции в видимом свете. Колебания представляют собой моды давления низкого порядка, возбуждаемые каппа-механизмом, действующим на выступ непрозрачности железа.

Белые карлики

Белые карлики характеризуются спектральным классом, как и обычные звезды, за исключением того, что связь между спектральным классом и эффективной температурой не соответствует таким же образом. Таким образом, белые карлики известны по типам DO, DA и DB. Более холодные типы физически возможны, но Вселенная слишком молода, чтобы они успели достаточно остыть. Обнаружено, что белые карлики всех трёх типов пульсируют. Пульсаторы известны как звезды GW Virginis (переменные DO, иногда также известные как звезды PG 1159), звезды V777 Herculis (переменные DB) и звезды ZZ Ceti (переменные DA). Все они пульсируют в g-модах низкого и высокого порядка. Периоды колебаний значительно уменьшаются с увеличением эффективной температуры и составляют от примерно 30 минут до примерно 1 минуты. Считается, что звезды GW Virginis и ZZ Ceti возбуждаются по каппа-механизму; Звезды V777 Геркулеса обусловлены конвективным блокированием.

Космические миссии

Для ряда прошлых, настоящих и будущих космических кораблей исследования астеросейсмологии составляли значительную часть их миссий (в хронологическом порядке).

WIRE – спутник НАСА , запущенный в 1999 году. Неудавшийся большой инфракрасный телескоп, звездный трекер с двухдюймовой апертурой использовался более десяти лет в качестве инструмента астеросейсмологии ярких звезд. Вновь вошел в атмосферу Земли в 2011 году.
МОСТ – канадский спутник, запущенный в 2003 году. Первый космический аппарат, предназначенный для астеросейсмологии.
CoRoT - Франции для поиска планет и астеросейсмологии под руководством спутник ЕКА , запущенный в 2006 году.
Кеплер - космический корабль НАСА для поиска планет, запущенный в 2009 году, переименованный в К2 , поскольку из-за отказа второго реактивного колеса телескоп не мог продолжать следить за тем же полем.
BRITE – Созвездие наноспутников, используемых для изучения ярчайших колеблющихся звезд. Первые два спутника были запущены 25 февраля 2013 года.
TESS – система поиска планет НАСА , которая будет исследовать яркие звезды на большей части неба, запущенная в 2018 году.
ПЛАТОН – планируемая миссия ЕКА , которая будет специально использовать астеросейсмологию для получения точных масс и радиусов транзитных планет.

См. также

Разделение частот
Звездотрясение
Дискосейсмология – исследование режимов колебаний в аккреционных дисках.
Сейсмология - Научное исследование землетрясений и распространения упругих волн по планете.
Телескоп всей Земли - Международное сотрудничество по наблюдению переменных звезд

Ссылки

^ Кристенсен-Далсгаард, Дж.; Даппен, В.; Ажуков С.В. и (1996), «Современное состояние моделирования Солнца», Science , 272 (5266): 1286–1292, Bibcode : 1996Sci...272.1286C , doi : 10.1126/science.272.5266.1286 , PMID 8662456 , S2CID 35469049
^ Гольдрайх, Питер ; Кили, Дуглас А. (февраль 1977 г.), «Солнечная сейсмология. II - Стохастическое возбуждение солнечных p-мод турбулентной конвекцией», The Astrophysical Journal , 212 : 243–251, Bibcode : 1977ApJ...212..243G , дои : 10.1086/155043
^ Кристенсен-Дальсгаард, Йорген ; Франдсен, Сорен (январь 1983 г.), «Звездные 5-минутные колебания», Solar Physics , 82 (1–2): 469–486, Bibcode : 1983SoPh...82..469C , doi : 10.1007/bf00145588 , S2CID 125358311
^ Песнелл, В. Дин (март 1987 г.), «Новый движущий механизм звездных пульсаций», The Astrophysical Journal , 314 : 598–604, Бибкод : 1987ApJ...314..598P , doi : 10.1086/165089
^ Гузик, Джойс А.; Кэй, Энтони Б.; Брэдли, Пол А.; Кокс, Артур Н.; Нойфорж, Коринн (10 октября 2000 г.), «Управление пульсациями гравитационного режима в переменных γ Дорадус», The Astrophysical Journal Letters , 542 (1): L57–L60, Бибкод : 2000ApJ...542L..57G , doi : 10.1086 /312908
^ Томпсон, ЮВ; Эверетт, М.; Маллалли, Ф.; Барклай, Т. и (2012), «Класс эксцентрических двойных систем с динамическими приливными искажениями, обнаруженный с помощью Кеплера», The Astrophysical Journal , 753 (1): 86, arXiv : 1203.6115 , Bibcode : 2012ApJ...753...86T , дои : 10.1088/0004-637x/753/1/86 , S2CID 119203028
^ Григачене, А.; Анточи, В.; Балона, Л.; Катандзаро, Г. и (2010), «Гибридные пульсаторы $\gamma$ Doradus-$\delta$ Scuti: новый взгляд на физику колебаний на основе наблюдений Кеплера», The Astrophysical Journal Letters , 713 (2): L192–L197 , arXiv : 1001.0747 , Bibcode : 2010ApJ...713L.192G , номер документа : 10.1088/2041-8205/713/2/L192 , S2CID 56144432
^ Балона, Луизиана (2014), «Низкие частоты в звездах Кеплера $\delta$ Scuti», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 437 (2): 1476–1484, Бибкод : 2014MNRAS.437.1476B , doi : 10.1093/mnras/ stt1981

Дальнейшее чтение

Аэртс, Конни; Кристенсен-Дальсгаард, Йорген; Курц, Дональд (2010). Астеросейсмология . Библиотека астрономии и астрофизики. Дордрехт, Нью-Йорк: Springer. ISBN 978-1-4020-5803-5 .
Кристенсен-Дальсгаард, Йорген. «Конспект лекций по звёздным колебаниям» . Проверено 5 июня 2015 г.
Пайперс, Фрэнк П. (2006). Методы гелио- и астеросейсмологии . Лондон: Издательство Имперского колледжа. ISBN 978-1-8609-4755-1 .

Программное обеспечение

Пакет Variable Star (на языке R) предоставляет основные функции для анализа закономерностей режимов колебаний переменных звезд. данными . Также предоставляется пользовательский интерфейс для экспериментов с синтетическими

[1] Кристенсен-Далсгаард, Дж.; Даппен, В.; Ажуков С.В. и (1996), «Современное состояние моделирования Солнца», Science , 272 (5266): 1286–1292, Bibcode : 1996Sci...272.1286C , doi : 10.1126/science.272.5266.1286 , PMID 8662456 , S2CID 35469049

[2] Гольдрайх, Питер ; Кили, Дуглас А. (февраль 1977 г.), «Солнечная сейсмология. II - Стохастическое возбуждение солнечных p-мод турбулентной конвекцией», The Astrophysical Journal , 212 : 243–251, Bibcode : 1977ApJ...212..243G , дои : 10.1086/155043

[3] Кристенсен-Дальсгаард, Йорген ; Франдсен, Сорен (январь 1983 г.), «Звездные 5-минутные колебания», Solar Physics , 82 (1–2): 469–486, Bibcode : 1983SoPh...82..469C , doi : 10.1007/bf00145588 , S2CID 125358311

[4] Песнелл, В. Дин (март 1987 г.), «Новый движущий механизм звездных пульсаций», The Astrophysical Journal , 314 : 598–604, Бибкод : 1987ApJ...314..598P , doi : 10.1086/165089

[5] Гузик, Джойс А.; Кэй, Энтони Б.; Брэдли, Пол А.; Кокс, Артур Н.; Нойфорж, Коринн (10 октября 2000 г.), «Управление пульсациями гравитационного режима в переменных γ Дорадус», The Astrophysical Journal Letters , 542 (1): L57–L60, Бибкод : 2000ApJ...542L..57G , doi : 10.1086 /312908

[6] Томпсон, ЮВ; Эверетт, М.; Маллалли, Ф.; Барклай, Т. и (2012), «Класс эксцентрических двойных систем с динамическими приливными искажениями, обнаруженный с помощью Кеплера», The Astrophysical Journal , 753 (1): 86, arXiv : 1203.6115 , Bibcode : 2012ApJ...753...86T , дои : 10.1088/0004-637x/753/1/86 , S2CID 119203028

[7] Григачене, А.; Анточи, В.; Балона, Л.; Катандзаро, Г. и (2010), «Гибридные пульсаторы $\gamma$ Doradus-$\delta$ Scuti: новый взгляд на физику колебаний на основе наблюдений Кеплера», The Astrophysical Journal Letters , 713 (2): L192–L197 , arXiv : 1001.0747 , Bibcode : 2010ApJ...713L.192G , номер документа : 10.1088/2041-8205/713/2/L192 , S2CID 56144432

[8] Балона, Луизиана (2014), «Низкие частоты в звездах Кеплера $\delta$ Scuti», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 437 (2): 1476–1484, Бибкод : 2014MNRAS.437.1476B , doi : 10.1093/mnras/ stt1981

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]