Астеросейсмология - Asteroseismology

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

Астеросейсмология это исследование колебаний в звездах. 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 гелиосейсмология, изучение звездных колебаний именно в 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

Диаграмма распространения для стандартной солнечной модели^[1] показывает, где колебания имеют характер g-моды (синий) или где дипольные моды имеют характер p-моды (оранжевый). Между 100 и 400 мкГц моды потенциально могут иметь две колебательные области: они известны как смешанный режимы. 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. сохранения массы и гидростатическое равновесие ) и в предположении адиабатичности возмущений можно получить систему из четырех дифференциальные уравнения решения которой задают частоту и структуру мод колебаний звезды. Звездная структура обычно считается сферически-симметричной, поэтому горизонтальная (то есть нерадиальная) составляющая колебаний описывается формулой сферические гармоники, индексируемый угловым градусом ${\displaystyle \ell }$ и азимутальный порядок ${\displaystyle m}$. У невращающихся звезд все моды с одинаковым угловым градусом должны иметь одинаковую частоту, потому что нет предпочтительной оси. Угловой градус указывает на количество узловых линий на поверхности звезды, поэтому для больших значений ${\displaystyle \ell }$, противоположные сектора грубо сокращаются, что затрудняет обнаружение изменений освещенности. Как следствие, моды могут быть обнаружены только до углового градуса около 3 по интенсивности и около 4, если наблюдаются по лучевой скорости.

Если дополнительно предположить, что возмущение гравитационного потенциала незначительно ( Капот приближение) и что структура звезды меняется с радиусом медленнее, чем режим колебаний, уравнения могут быть сведены приблизительно к одному уравнению второго порядка для радиальной составляющей собственной функции 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${\displaystyle r}$ - радиальная координата в звезде,${\displaystyle \omega }$ - угловая частота режима колебаний,${\displaystyle c_{s}}$ это скорость звука внутри звезды,${\displaystyle N}$ это Брант – Вяйсяля или частота плавучести и${\displaystyle S_{\ell }}$ - частота Лэмба. Последние два определяются как

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

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 обеих ${\displaystyle S_{\ell }}$ и ${\displaystyle N}$. 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 ${\displaystyle \omega =N}$ и ${\displaystyle \omega =S_{\ell }}$ (для данного${\displaystyle \ell }$), мы ожидаем, что p-моды будут резонировать на частотах ниже обеих кривых или частотах выше обеих кривых.

Механизмы возбуждения

${\displaystyle \kappa }$-механизм

Основная статья: Каппа-механизм

В довольно специфических условиях у некоторых звезд есть области, где тепло переносится излучением, а непрозрачность резко уменьшается в зависимости от температуры. Эта непрозрачность удар может управлять колебаниями через ${\displaystyle \kappa }$-механизм (или Клапан 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, вызванные ${\displaystyle \kappa }$-механизмы когерентны и имеют относительно большие амплитуды. Он управляет пульсациями многих самых длинных известных переменных звезд, включая Цефеида и Переменные RR Лиры.

Поверхностная конвекция

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

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

Приливное возбуждение

Наблюдения Кеплер спутник обнаружил эксцентричные двойные системы, в которых при максимальном сближении возбуждаются колебания.^[6] Эти системы известны как сердцебиение звезд из-за характерной формы кривых блеска.

Типы осцилляторов

Солнечные генераторы

Основная статья: Солнечные колебания

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

Цефеид переменные

Основная статья: Цефеида переменная

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 Лиры

Основная статья: Переменная RR Лиры

Лиры RR похожи на переменные цефеид, но имеют более низкую металличность (т.е. Население II ) и гораздо меньших масс (от 0,6 до 0,8 солнечной). 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

Основные статьи: Переменная Delta Scuti и Гамма Дорадус переменная

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.

Следуя результатам от Кеплер, похоже, что многие звезды Дельта Щита также демонстрируют колебания гамма-Дорада и, следовательно, являются гибридами.^[7][8]

Быстро колеблющиеся Ap (roAp) звезды

Основная статья: Быстро колеблющаяся Ар-звезда

Быстро осциллирующие Ар-звезды имеют параметры, аналогичные параметрам переменных Дельта Щита, в основном относящиеся к A- и F-типам, но они также обладают сильными магнитными и химическими особенностями (отсюда и п спектральный подтип). Их спектры плотных мод понимаются с точки зрения наклонный пульсатор: частоты моды 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

Основные статьи: Медленно пульсирующая звезда B-типа и Переменная Beta Cephei

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 модах гравитации низкого порядка с периодами в несколько часов. Оба класса осцилляторов содержат только медленно вращающиеся звезды.

Переменные субкарликовые B-звезды

Основная статья: Субкарликовая звезда B

Субкарликовые звезды B (sdB) - это, по сути, ядра гигантов, сжигающих гелий, которые каким-то образом утратили большую часть своих водородных оболочек, поскольку оболочки, горящей водород, не существует. 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

Основная статья: Пульсирующий белый карлик

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

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

• ПРОВОД - А НАСА Спутник запущен в 1999 году. Неудачный большой инфракрасный телескоп, двухдюймовый звездный трекер более десяти лет использовался как инструмент для астросейсмологии ярких звезд. Вновь вошел в атмосферу Земли в 2011 году.
• САМЫЙ - А Канадский Спутник запущен в 2003 году. Первый космический аппарат, посвященный астросейсмологии.
• CoRoT - А Французский светодиод ЕКА спутник-планетоискатель и астросейсмолог запущен в 2006 году.
• Кеплер - А НАСА космический корабль-искатель планеты, запущенный в 2009 г. K2 поскольку отказ второго реакционного колеса предотвратить телескоп продолжать контролировать то же поле.
• BRITE - Созвездие наноспутников, используемых для изучения самых ярких колеблющихся звезд. Первые два спутника запущены 25 февраля 2013 года.
• TESS - An НАСА Планетопоискатель, который будет исследовать яркие звезды на большей части неба, запущен в 2018 году.
• ПЛАТОН - Планируемый ЕКА миссия, которая будет специально использовать астросейсмологию для получения точных масс и радиусов транзитных планет.

Рекомендации

1. Christensen-Dalsgaard, J .; Dappen, W .; Аюков, С. В. и (1996), "Современное состояние моделирования Солнца", Наука, 272 (5266): 1286–1292, Bibcode:1996Sci ... 272.1286C, Дои: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", Астрофизический журнал, 212: 243–251, Bibcode:1977ApJ ... 212..243G, Дои:10.1086/155043
3. Кристенсен-Дальсгаард, Йорген; Франдсен, Сорен (январь 1983 г.), "Звездные 5-минутные колебания", Солнечная физика, 82 (1–2): 469–486, Bibcode:1983Соф ... 82..469С, Дои:10.1007 / bf00145588, S2CID  125358311
4. Песнелл, В. Дин (март 1987 г.), «Новый приводной механизм для звездных пульсаций», Астрофизический журнал, 314: 598–604, Bibcode:1987ApJ ... 314..598P, Дои:10.1086/165089
5. Guzik, Joyce A .; Кэй, Энтони Б .; Брэдли, Пол А .; Кокс, Артур Н .; Neuforge, Corinne (10 октября 2000 г.), "Управление пульсациями гравитационного режима в переменных γ Doradus", Письма в астрофизический журнал, 542 (1): L57 – L60, Bibcode:2000ApJ ... 542L..57G, Дои:10.1086/312908
6. Thompson, S.E .; Everett, M ​​.; Mullally, F .; Барклай, Т. и (2012), "Класс эксцентричных двойных систем с динамическими приливными искажениями, обнаруженными с помощью Кеплера", Астрофизический журнал, 753 (1): 86, arXiv:1203.6115, Bibcode:2012ApJ ... 753 ... 86 т, Дои:10.1088 / 0004-637x / 753/1/86, S2CID  119203028
7. Григачен, А .; Antoci, V .; Balona, ​​L .; Катандзаро, Г. и (2010), "Гибридные $ gamma $ Doradus - $ delta $ Пульсаторы Скути: новый взгляд на физику колебаний на основе наблюдений Кеплера", Письма в астрофизический журнал, 713 (2): L192 – L197, arXiv:1001.0747, Bibcode:2010ApJ ... 713L.192G, Дои:10.1088 / 2041-8205 / 713/2 / L192, S2CID  56144432
8. Балона, Л. А. (2014), "Низкие частоты в звездах Кеплера $ delta $ Scuti", Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 437 (2): 1476–1484, Bibcode:2014МНРАС.437.1476Б, Дои:10.1093 / mnras / stt1981

дальнейшее чтение

• 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 лекций по звездным колебаниям». Получено 5 июн 2015.
• Пиджперс, Фрэнк П. (2006). Методы гелио- и астросейсмологии. Лондон: Imperial College Press. ISBN  978-1-8609-4755-1.

Программного обеспечения

В Переменная звезда Пакет (на языке R) предоставляет основные функции для анализа моделей колебаний переменных звезд. An UI для экспериментов с синтетическими данными также предоставляется.