Астеросейсмология

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

Астеросейсмология - это изучение колебаний в звездах. Поскольку разные 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, в частности, Солнца. Хотя оба они основаны на одной и той же основной физике, для Солнца доступно больше качественно разной информации, поскольку его поверхность может быть разрешена.

• 1 Теоретические основы
• 2 Механизмы возбуждения
  • 2.1 $\kappa \; \{\backslash \; displaystyle\; \backslash \; kappa\}$-mechanism
  • 2.2 Поверхностная конвекция
  • 2.3 Конвективная блокировка
  • 2.4 Приливное возбуждение
• 3 типа осцилляторов
  • 3.1 Солнечные осцилляторы
  • 3.2 Цефеидные переменные
  • 3.3 Переменные RR Лиры
  • 3.4 Звезды Delta Scuti и Gamma Doradus
  • 3.5 Быстро колеблющиеся Ap (roAp) звезды
  • 3.6 Медленно пульсирующие B-звезды и переменные Beta Cephei
  • 3.7 Переменные субкарликовые B-звезды
  • 3.8 Белые карлики
• 4 Космические миссии
• 5 Ссылки
• 6 Дополнительная литература
• 7 Программное обеспечение

Диаграмма распространения для стандартной модели Солнца, 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.

Путем линейного возмущения уравнений, определяющих механическое равновесие звезды (т.е. сохранение массы и гидростатическое равновесие ) и предполагая, что возмущения адиабатические, можно вывести систему из четырех дифференциальных уравнений, решения которых дают частоту и структуру мод звезды колебание. Звездная структура обычно считается сферически-симметричной, поэтому горизонтальная (т.е. нерадиальная) составляющая колебаний описывается сферическими гармониками, индексированными угловым градусом $\ell \; \{\backslash \; displaystyle\; \backslash \; ell\; \}$и азимутальный порядок $м\; \{\backslash \; displaystyle\; m\}$. В невращающихся звездах все моды с одинаковым угловым градусом должны иметь одинаковую частоту, потому что нет предпочтительной оси. Угловой градус указывает количество узловых линий на поверхности звезды, поэтому при больших значениях $\ell \; \{\backslash \; displaystyle\; \backslash \; ell\}$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.

Допуская, что возмущением гравитационного потенциала можно пренебречь (приближение Каулинга) и что структура звезды меняется с радиусом медленнее, чем в режиме колебаний, уравнения могут быть сведены приблизительно к одному уравнению второго порядка для радиальной составляющей собственной функции смещения $\xi \; r\; \{\backslash \; displaystyle\; \backslash \; xi\; \_\; \{r\}\}$,

$d\; 2\; \xi \; rdr\; 2\; =\; \omega \; 2\; cs\; 2\; (1\; -\; N\; 2\; \omega \; 2)\; (S\; \ell \; 2\; \omega \; 2\; -\; 1)\; \xi \; р\; \{\backslash \; displaystyle\; \{\backslash \; frac\; \{d\; ^\; \{2\}\; \backslash \; xi\; \_\; \{r\}\}\; \{dr\; ^\; \{2\}\}\}\; =\; \{\backslash \; frac\; \{\backslash \; omega\; ^\; \{2\}\}\; \{c\_\; \{s\}\; ^\; \{2\}\}\}\; \backslash \; left\; (1\; -\; \{\backslash \; frac\; \{N\; ^\; \{2\}\}\; \{\backslash \; omega\; ^\; \{2\}\}\}\; \backslash \; right)\; \backslash \; left\; (\{\backslash \; frac\; \{S\; \_\; \{\backslash \; ell\}\; ^\; \{2\}\}\; \{\; \backslash \; omega\; ^\; \{2\}\}\}\; -\; 1\; \backslash \; right)\; \backslash \; xi\; \_\; \{r\}\}$

где $r\; \{\backslash \; displaystyle\; r\}$- радиальная координата звезды, $\omega \; \{\backslash \; displaystyle\; \backslash \; omega\}$- угловая частота режима колебаний, $cs\; \{\backslash \; displaystyle\; c\_\; \{s\}\}$- скорость звука внутри звезды, $N\; \{\backslash \; displaystyle\; N\}$- частота Бранта – Вяйсяля или частота плавучести, а $S\; \ell \; \{\backslash \; displaystyle\; S\; \_\; \{\backslash \; ell\}\}$- частота Лэмба. Последние два определяются следующим образом:

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

и

$S\; \ell \; 2\; знак\; равно\; \ell \; (\ell \; +\; 1)\; CS\; 2\; р\; 2\; \{\backslash \; Displaystyle\; S\; \_\; \{\backslash \; ell\}\; ^\; \{2\}\; =\; \{\backslash \; frac\; \{\backslash \; ell\; (\backslash \; ell\; +1)\; c\_\; \{s\}\; ^\; \{2\}\}\; \{г\; ^\; \{2\}\}\}\}$

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

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

$\kappa \; \{\backslash \; displaystyle\; \backslash \; kappa\}$-mechanism

В довольно специфических условиях у некоторых звезд есть области, где тепло переносится излучением и непрозрачностью. является резко убывающей функцией температуры. Эта выпуклость непрозрачности может вызывать колебания с помощью механизма $\kappa \; \{\backslash \; displaystyle\; \backslash \; kappa\}$(или клапана Эддингтона). 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 механизмом $\kappa \; \{\backslash \; displaystyle\; \backslash \; kappa\}$, когерентны и имеют относительно большие амплитуды. Он управляет пульсациями многих самых длинных известных переменных звезд, включая переменные Цефеиды и RR Лиры.

Поверхностная конвекция

В звездах с зонами поверхностной конвекции, турбулентными жидкостями движения у поверхности одновременно возбуждают и глушат колебания в широком диапазоне частот. 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 конвективная шкала времени медленнее, чем шкала времени пульсации, конвективные потоки слишком медленно реагируют на возмущения, которые могут перерасти в большие когерентные пульсации. Этот механизм известен как конвективная блокировка и, как полагают, вызывает пульсации в переменных $\gamma \; \{\backslash \; displaystyle\; \backslash \; gamma\}$Doradus.

Приливное возбуждение

Наблюдения от На спутнике Кеплер были обнаружены эксцентричные двойные системы, в которых при максимальном сближении возбуждаются колебания. Эти системы известны как звезды сердцебиения из-за характерной формы световых кривых.

Солнечные генераторы

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

Цефеидные переменные

Цефеидные переменные - один из наиболее 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 лиры RR

Лиры RR похожи на переменные цефеид, но имеют более низкую металличность (т.е. популяция II ) и гораздо меньшие массы (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

Переменные Delta Scuti находятся примерно там, где пересекается классическая полоса нестабильности. основная последовательность. Как правило, это карлики и субгиганты от A до ранних F-типов, а моды 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 несколько частот колебаний от 0,5 до 3 дней, что намного медленнее, чем моды низкого порядка давления. 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.

Быстро осциллирующие звезды Ap (roAp)

Быстро колеблющиеся Ap Звезды имеют параметры, аналогичные параметрам переменных Дельта Щита, в основном относящиеся к A- и F-типам, но они также сильно магнитны и химически пекулярны (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 звезды B и переменные Beta Cephei

Медленно пульсирующие звезды B (SPB) - это звезды B-типа с периодами колебаний в несколько дней, которые считаются гравитационными модами высокого порядка. возбуждаемый каппа-механизмом. Переменные Beta Cephei немного горячее (и, следовательно, более массивные), также имеют моды, возбуждаемые каппа-механизмом, и дополнительно колеблются в модах гравитации низкого порядка с периодами в несколько часов. Оба класса осцилляторов содержат только медленно вращающиеся звезды.

Переменные субкарликовые B-звезды

Субкарликовые B-звезды (sdB), по сути, являются ядрами гигантов, горящих гелиевым ядром, которые каким-то образом потеряли большую часть своих водородных оболочек до такой степени, что нет водородная оболочка. Они имеют несколько периодов колебаний в диапазоне от 1 до 10 минут и амплитуды от 0,001 до 0,3 магн. В видимом свете. Колебания представляют собой моды низкого давления, возбуждаемые каппа-механизмом, воздействующим на выступ непрозрачности железа.

Белые карлики

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 диапазоне от примерно 30 минут до примерно 1 минуты. Считается, что звезды GW Virginis и ZZ Ceti возбуждаются каппа-механизмом; Звезды V777 Геркулеса конвективным блокированием.

Многие космические аппараты прошлого, настоящего и будущего имеют астеросейсмологические исследования как значительную часть 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 корабль, посвященный астросейсмологии.
• CoRoT - A Французский led ESA спутник планетопоискателя и астросейсмологии запущен в 2006 году.
• Kepler - космический корабль NASA, запущенный в 2009 году, переоборудованный в K2 после отказа второе колесо реакции не позволяло телескопу продолжать наблюдение за тем же полем.
• BRITE - Созвездие наноспутников, используемых для изучения самых ярких 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 ESA, которая будет специально использовать астросейсмологию для получения точных масс и радиусов транзитных планет.

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

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