Астеросейсмология

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

Астеросейсмология - это изучение колебаний звезд. Поскольку различные режимы колебаний звезды 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 звездных колебаний, особенно на Солнце . Хотя оба они основаны на одной и той же основной физике, для Солнца доступно больше качественно разной информации, поскольку его поверхность может быть разрешена.

Теоретические основы [ править ]

Диаграмма распространения для стандартной солнечной модели ^[1], показывающая, где колебания имеют характер g-моды (синий) или где дипольные моды имеют характер p-моды (оранжевый). Между примерно 100 и 400 мкГц моды потенциально могут иметь две колебательные области: они известны как смешанные моды. Пунктирная линия показывает акустическую частоту отсечки, вычисленную на основе более точного моделирования, выше которой моды не захватываются звездой и, грубо говоря, не резонируют.

Линейно возмущая уравнения, определяющие механическое равновесие звезды (то есть сохранение массы и гидростатическое равновесие ), и предполагая, что возмущения являются адиабатическими, можно вывести систему из четырех дифференциальных уравнений , решения которой задают частоту и структуру мод колебаний звезды. . Звездная структура обычно считается сферически-симметричной, поэтому горизонтальная (т.е. нерадиальная) составляющая колебаний описывается сферическими гармониками , индексируемыми по угловому градусу и азимутальному порядку.${\ displaystyle \ ell}$${\ displaystyle m}$. У невращающихся звезд все моды с одинаковым угловым градусом должны иметь одинаковую частоту, поскольку предпочтительной оси нет. Угловой градус указывает количество узловых линий на поверхности звезды, поэтому при больших значениях противоположные сектора грубо сокращаются, что затрудняет обнаружение изменений блеска. Как следствие, моды могут быть обнаружены только до углового градуса около 3 по интенсивности и около 4, если наблюдаются по лучевой скорости.${\ displaystyle \ ell}$

Если дополнительно предположить, что возмущением гравитационного потенциала можно пренебречь ( приближение Каулинга ) и что структура звезды меняется с радиусом медленнее, чем режим колебаний, уравнения могут быть сведены приблизительно к одному уравнению второго порядка для радиальной компоненты собственная функция смещения ,${\ displaystyle \ xi _ {r}}$

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

где - радиальная координата в звезде, - угловая частота режима колебаний, - скорость звука внутри звезды, - частота Бранта – Вяйсяля, или частота плавучести, - частота Лэмба. Последние два определяются${\ displaystyle r}$${\ displaystyle \ omega}$${\ displaystyle c_ {s}}$${\ displaystyle N}$${\ displaystyle S _ {\ ell}}$

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

и

${\displaystyle S_{\ell }^{2}={\frac {\ell (\ell +1)c_{s}^{2}}{r^{2}}}}$

соответственно. По аналогии с поведением простых гармонических осцилляторов это означает, что осциллирующие решения существуют, когда частота либо больше, либо меньше обоих и . Мы идентифицируем первый случай как высокочастотные моды давления (p-моды), а второй - как низкочастотные гравитационные моды (g-моды).${\displaystyle S_{\ell }}$${\displaystyle N}$

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

Механизмы возбуждения [ править ]

${\displaystyle \kappa }$-механизм [ править ]

В довольно специфических условиях у некоторых звезд есть области, где тепло переносится излучением, а непрозрачность резко уменьшается в зависимости от температуры. Эта выпуклость непрозрачности может вызывать колебания через механизм (или клапан Эддингтона).${\displaystyle \kappa }$). Предположим, что в начале колебательного цикла оболочка звезды сжалась. При небольшом расширении и охлаждении слой выступа 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 так быстро увеличиваться, после чего излучение, захваченное слоем, может уйти. Звезда сжимается, и цикл готовится возобновиться. В этом смысле непрозрачность действует как клапан, улавливающий тепло в оболочке звезды.

Пульсации, вызываемые β-механизмом, когерентны и имеют относительно большие амплитуды. Он управляет пульсациями многих самых длинных известных переменных звезд, включая переменные Цефеиды и RR Лиры .${\displaystyle \kappa }$

Конвекция поверхности [ править ]

В звездах с зонами поверхностной конвекции турбулентные движения жидкости у поверхности одновременно возбуждают и гасят 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 [ править ]

Если основание зоны поверхностной конвекции резкое, а шкала времени конвекции медленнее, чем шкала пульсации, конвективные потоки слишком медленно реагируют на возмущения ^{[ необходимо пояснение ],} которые могут перерасти в большие когерентные пульсации. Этот механизм известен как конвективная блокировка ^[4] и, как полагают, вызывает пульсации в переменных Дорадуса. ^[5]${\displaystyle \gamma }$

Приливное возбуждение [ править ]

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

Типы осцилляторов [ править ]

Солнечные генераторы [ править ]

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

Цефеид переменные [ править ]

Переменные цефеиды - один из самых важных классов пульсирующих звезд. Это звезды, горящие гелием в ядре, с массой более 5 масс Солнца. В основном они колеблются в своих основных режимах с типичными периодами от дней до месяцев. Их периоды пульсации 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 каппа-механизмом, воздействующим на вторую зону ионизации гелия.

Переменные RR Lyrae [ править ]

Лиры RR подобны переменным цефеид, но имеют более низкую металличность (т.е. популяцию II ) и гораздо меньшую массу (примерно от 0,6 до 0,8 солнечного времени). Это гигантские гелиевые горящие ядра, которые колеблются в одной или обеих своих фундаментальных модах или первом обертоне. Колебания также вызываются каппа-механизмом, действующим через вторую ионизацию гелия. Многие лиры RR, включая саму лиру RR, демонстрируют долгопериодические амплитудные модуляции, известные как эффект Блажко .

Звезды Delta Scuti и Gamma Doradus [ править ]

Переменные Delta Scuti находятся примерно там, где классическая полоса неустойчивости пересекает главную последовательность. Как правило, это карлики и субгиганты A- и раннего F-типа, а режимы колебаний - это моды радиального и нерадиального давления низкого порядка с периодами от 0,25 до 8 часов и вариациями величин где-то между ними. Подобно переменным цефеид, колебания вызываются каппа-механизмом, воздействующим на вторую ионизацию гелия.

Переменные SX Phoenicis считаются малометаллическими родственниками переменных Delta Scuti.

Гамма-переменные Дорадуса встречаются в звездах, подобных красному концу переменных Дельта Щита, обычно раннего F-типа. Звезды показывают множественные частоты колебаний от 0,5 до 3 дней, что намного медленнее, чем моды давления низкого порядка. Колебания гамма-Дорада обычно считаются гравитационными модами высокого порядка, возбуждаемыми конвективным блокированием.

По результатам исследования Кеплера выяснилось , что многие звезды Дельта Щита также демонстрируют колебания Гамма Дорадуса и, следовательно, являются гибридами. ^{[7] [8]}

Быстро колеблющиеся звезды Ap (roAp) [ править ]

Быстро осциллирующие Ар-звезды имеют параметры, аналогичные параметрам переменных Дельта Щита, в основном принадлежат A- и F-типу, но они также обладают сильным магнитным и химическим характером (отсюда и спектральный подтип p ). Их плотные модовые спектры понимаются с точки зрения модели наклонного пульсатора : частоты мод модулируются магнитным полем, которое не обязательно совпадает с вращением звезды (как в случае с Землей). Режимы колебаний имеют частоты около 1500 мкГц и амплитуды в несколько миллиметров.

Медленно пульсирующие B-звезды и переменные Beta Cephei [ править ]

Медленно пульсирующие звезды B (SPB) - это звезды B-типа с периодами колебаний в несколько дней, которые рассматриваются как гравитационные моды высокого порядка, возбуждаемые каппа-механизмом. Переменные Beta Cephei 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 субкарликовые звезды B [ править ]

Субкарликовые звезды B (sdB) - это, по сути, ядра гигантов, сжигающих гелий, которые каким-то образом утратили большую часть своих водородных оболочек, до такой степени, что нет оболочки, сжигающей водород. У них есть несколько периодов колебаний в диапазоне от 1 до 10 минут и амплитуды от 0,001 до 0,3 mag в видимом свете. Колебания представляют собой моды низкого давления, возбуждаемые каппа-механизмом, воздействующим на выступ непрозрачности железа.

Белые карлики [ править ]

Белые карлики характеризуются спектральным классом, как и обычные звезды, за исключением того, что соотношение между спектральным классом и эффективной температурой не соответствует такому же. Таким образом, белые карлики известны по типам DO, DA и DB. Более холодные типы физически возможны, но Вселенная слишком молода, чтобы они могли достаточно остыть. Обнаружено, что белые карлики всех трех 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 пульсируют в g-модах низкого уровня и высокого порядка. Периоды колебаний в целом уменьшаются с увеличением эффективной температуры, в пределах от примерно 30 минут до примерно 1 минуты. Считается, что звезды GW Virginis и ZZ Ceti возбуждаются каппа-механизмом; Звезды V777 Геркулеса конвективным блокированием.

Космические миссии [ править ]

Ряд космических аппаратов прошлого, настоящего и будущего имеют астросейсмологические исследования в качестве важной части их миссий (в хронологическом порядке).

• WIRE - спутник НАСА, запущенный в 1999 году. Неудачный большой инфракрасный телескоп, двухдюймовый звездный трекер более десяти лет использовался в качестве инструмента для астросейсмологии ярких звезд. Вновь вошел в атмосферу Земли в 2011 году.
• MOST - канадский спутник, запущенный в 2003 году. Первый космический аппарат, посвященный астросейсмологии.
• CoRoT - это французский привел ЕКА планетарный искателя и Астросейсмология спутник , запущенный в 2006 году.
• Кеплер -космический корабль-поисковик НАСА, запущенный в 2009 году, переоборудованный в К2, поскольку отказ второго реактивного колеса не позволил телескопу продолжать наблюдение за тем же полем.
• BRITE - созвездие наноспутников, используемых для изучения ярчайших колеблющихся звезд. Первые два спутника запущены 25 февраля 2013 года.
• TESS - планетоискатель НАСА, который будет исследовать яркие звезды на большей части неба, запущенный в 2018 году.
• PLATO - Запланированная миссия ЕКА, которая будет специально использовать астросейсмологию для получения точных масс и радиусов транзитных планет.

Ссылки [ править ]

Дальнейшее чтение [ править ]

• Аэртс, Конни; Кристенсен-Дальсгаард, Йорген; Курц, Дональд (2010). Астеросейсмология . Библиотека астрономии и астрофизики. Дордрехт, Нью-Йорк: Спрингер. ISBN 978-1-4020-5803-5.
• Кристенсен-Дальсгаард, Йорген. «Конспект по звездным колебаниям» . Дата обращения 5 июня 2015 .
• Пиджперс, Фрэнк П. (2006). Методы гелио- и астросейсмологии . Лондон: Imperial College Press. ISBN 978-1-8609-4755-1.

Программное обеспечение [ править ]

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