Asteroseismologie - Asteroseismology

Různé režimy oscilace mají různé citlivosti ke struktuře hvězdy. Pozorováním více režimů lze tedy částečně odvodit vnitřní strukturu hvězdy.

Asteroseismologie je studium oscilací ve hvězdách. Protože různé režimy oscilace hvězdy jsou citlivé na různé části hvězdy, informují astronomy o vnitřní struktuře hvězdy, což jinak není možné přímo z celkových vlastností, jako je jas a teplota povrchu. Asteroseismologie úzce souvisí s helioseismologií , studiem hvězdných oscilací konkrétně na Slunci . Ačkoli jsou oba založeny na stejné základní fyzice, o Slunci je k dispozici více a kvalitativně odlišných informací, protože jeho povrch lze rozlišit.

Teoretické základy

Propagační diagram pro standardní solární model ukazující, kde oscilace mají znak g-režimu (modrý) nebo kde dipólové režimy mají znak p-režimu (oranžový). Mezi přibližně 100 a 400 µHz by režimy měly potenciálně dvě oscilační oblasti: ty jsou známé jako smíšené režimy. Přerušovaná čára ukazuje akustickou mezní frekvenci vypočítanou z přesnějšího modelování a nad kterou režimy nejsou zachyceny ve hvězdě a zhruba řečeno nerezonují.

Lineárním rušením rovnic definujících mechanickou rovnováhu hvězdy (tj. Zachování hmoty a hydrostatická rovnováha ) a za předpokladu, že poruchy jsou adiabatické, lze odvodit systém čtyř diferenciálních rovnic, jejichž řešení dávají frekvenci a strukturu režimů kmitání hvězdy . Hvězdná struktura se obvykle považuje za sféricky symetrickou, takže horizontální (tj. Neradiální) složka oscilací je popsána sférickými harmonickými , indexovanými úhlovým stupněm a azimutálním řádem . U nerotujících hvězd musí mít režimy se stejným úhlovým stupněm stejnou frekvenci, protože neexistuje žádná preferovaná osa. Úhlový stupeň označuje počet uzlových linií na hvězdném povrchu, takže pro velké hodnoty se protilehlé sektory zhruba ruší, což ztěžuje detekci světelných variací. V důsledku toho lze režimy detekovat pouze do úhlového stupně přibližně 3 v intenzitě a přibližně 4, pokud jsou pozorovány v radiální rychlosti. ${\ displaystyle \ ell}$${\ displaystyle m}$${\ displaystyle \ ell}$

Tím, že navíc předpokládáme, že narušení gravitačního potenciálu je zanedbatelné ( Cowlingova aproximace) a že struktura hvězdy se mění s poloměrem pomaleji než v režimu oscilace, lze rovnice redukovat přibližně na jednu rovnici druhého řádu pro radiální složku vlastní funkce posunutí , ${\ displaystyle \ xi _ {r}}$

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

kde je radiální souřadnice ve hvězdě, je úhlová frekvence oscilačního režimu, je rychlost zvuku uvnitř hvězdy, je Brunt – Väisälä neboli vztlak a je Beránkova frekvence. Poslední dva jsou definovány ${\ displaystyle r}$${\ displaystyle \ omega}$${\ displaystyle c_ {s}}$${\ displaystyle N}$${\ displaystyle S _ {\ ell}}$

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

a

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

resp. Analogicky s chováním jednoduchých harmonických oscilátorů to znamená, že oscilační řešení existují, když je frekvence buď větší, nebo menší než oba a . První případ identifikujeme jako vysokofrekvenční tlakové režimy (p-režimy) a druhý jako nízkofrekvenční gravitační režimy (g-režimy). ${\ displaystyle S _ {\ ell}}$${\ displaystyle N}$

Tato základní separace nám umožňuje určit (s přiměřenou přesností), kde očekáváme, jaký druh režimu rezonuje ve hvězdě. Vynesením křivek a (pro dané ) očekáváme, že p-režimy rezonují na frekvencích pod oběma křivkami nebo frekvencích nad oběma křivkami. ${\ displaystyle \ omega = N}$${\ displaystyle \ omega = S _ {\ ell}}$${\ displaystyle \ ell}$

Budicí mechanismy

${\ displaystyle \ kappa}$ -mechanismus

Za poměrně specifických podmínek mají některé hvězdy oblasti, kde je teplo přenášeno zářením a opacita je prudce klesající funkcí teploty. Tento náraz neprůhlednosti může řídit oscilace prostřednictvím -mechanismu (nebo Eddingtonova ventilu ). Předpokládejme, že na začátku oscilačního cyklu se hvězdná obálka stáhla. Mírným roztažením a ochlazením se vrstva v hrbolku neprůhlednosti stává neprůhlednější, absorbuje více záření a zahřívá se. Toto zahřívání způsobuje expanzi, další chlazení a vrstva se stává ještě neprůhlednější. To pokračuje, dokud opacita materiálu přestane tak rychle stoupat, a v tomto okamžiku může záření zachycené ve vrstvě uniknout. Hvězda se smrští a cyklus se připravuje na opětovné zahájení. V tomto smyslu neprůhlednost funguje jako ventil, který zachycuje teplo v obálce hvězdy. ${\ displaystyle \ kappa}$

Pulzace poháněné -mechanismem jsou koherentní a mají relativně velké amplitudy. Řídí pulzace v mnoha z nejdéle známých proměnných hvězd, včetně proměnných Cepheid a RR Lyrae . ${\ displaystyle \ kappa}$

Povrchová konvekce

Ve hvězdách s povrchovými konvekčními zónami pohyby turbulentních tekutin v blízkosti povrchu současně vzrušují a tlumí oscilace v širokém rozsahu frekvencí. Protože režimy jsou skutečně stabilní, mají nízké amplitudy a jsou relativně krátkodobé. Toto je hnací mechanismus ve všech solárních oscilátorech.

Konvekční blokování

Pokud je základna povrchové konvekční zóny ostrá a konvektivní časové intervaly pomalejší než časové intervaly pulzace, konvekční proudy reagují příliš pomalu na poruchy, které se mohou hromadit do velkých, koherentních pulzací. Tento mechanismus je znám jako konvektivní blokování a předpokládá se, že řídí pulzace v Doradových proměnných. ${\ displaystyle \ gamma}$

Přílivová excitace

Pozorování z družice Kepler odhalily excentrické binární systémy, ve kterých jsou oscilace vzrušeny během nejbližšího přiblížení. Tyto systémy jsou známé jako hvězdy srdečního rytmu kvůli charakteristickému tvaru světelných křivek.

Druhy oscilátorů

Solární oscilátory

Protože sluneční oscilace jsou poháněny konvekcí blízkého povrchu, jsou jakékoli podobné hvězdné oscilace známé jako sluneční oscilace a samotné hvězdy jako sluneční oscilátory . K oscilacím podobným slunečnímu záření však dochází také u vyvinutých hvězd (subgianty a červené obry), které mají konvekční obálky, přestože hvězdy nejsou podobné slunci .

Cefeidovy proměnné

Cefeidovy proměnné jsou jednou z nejdůležitějších tříd pulzující hvězdy. Jsou to jádro-hélium hořící hvězdy s hmotností nad asi 5 hmotností Slunce. Principiálně kmitají ve svých základních režimech, jejichž typická období se pohybují od dnů do měsíců. Jejich pulzační periody úzce souvisí s jejich svítivostí, takže je možné určit vzdálenost k cefeidě měřením jeho periody oscilace, výpočtem jeho svítivosti a porovnáním s jeho pozorovaným jasem.

Cefeidové pulzace jsou buzeny mechanismem kappa působícím na druhou ionizační zónu helia.

Proměnné RR Lyrae

RR Lyraes jsou podobné cefeidským proměnným, ale mají nižší metalicitu (tj. Populaci II ) a mnohem nižší hmotnost (asi 0,6 až 0,8krát sluneční). Jsou to obří jádra spalující hélium, která oscilují v jednom nebo obou základních režimech nebo nejprve podtónem. Oscilace jsou také poháněny mechanismem kappa působícím prostřednictvím druhé ionizace helia. Mnoho RR Lyraes, včetně RR Lyrae samotné, vykazuje amplitudové modulace s dlouhou periodou, známé jako Blazhko efekt .

Hvězdy Delta Scuti a Gamma Doradus

Proměnné Delta Scuti se nacházejí zhruba tam, kde klasický pás nestability protíná hlavní sekvenci. Obvykle se jedná o trpaslíky a subgigany typu A až časné F a režimy oscilace jsou režimy radiálního a neradiálního tlaku nízkého řádu, s periodami v rozmezí 0,25 až 8 hodin a odchylkami velikosti kdekoli mezi nimi. Stejně jako cefeidské proměnné jsou oscilace poháněny mechanismem kappa působícím na druhou ionizaci helia.

Proměnné SX Phoenicis jsou považovány za kovově chudé příbuzné proměnných Delta Scuti.

Proměnné gama Doradus se vyskytují v podobných hvězdách jako červený konec proměnných Delta Scuti, obvykle raného typu F. Hvězdy ukazují více kmitočtových kmitočtů mezi asi 0,5 a 3 dny, což je mnohem pomaleji než tlakové režimy nízkého řádu. Oscilace gama Doradus se obecně považují za gravitační režimy vysokého řádu, které jsou vzrušené konvektivním blokováním.

Po výsledcích Keplera se zdá, že mnoho hvězd Delta Scuti také vykazuje oscilace Gamma Doradus, a jsou tedy hybridy.

Rychle oscilační hvězdy Ap (roAp)

Rychle oscilační hvězdy Ap mají podobné parametry jako proměnné Delta Scuti, většinou jsou typu A a F, ale jsou také silně magnetické a chemicky zvláštní (tedy p spektrální podtyp). Jejich spektra hustého režimu jsou chápána ve smyslu modelu šikmého pulzátoru : frekvence režimu jsou modulovány magnetickým polem, které nemusí být nutně vyrovnáno s rotací hvězdy (jako je tomu na Zemi). Režimy oscilace mají frekvence kolem 1500 μHz a amplitudy několika mmag.

Pomalu pulzující hvězdy B a proměnné Beta Cephei

Pomalu pulzující hvězdy B (SPB) jsou hvězdy typu B s oscilačními obdobími několika dní, které se chápou jako gravitační režimy vysokého řádu vzrušené mechanismem kappa. Proměnné Beta Cephei jsou o něco žhavější (a tedy masivnější), mají také režimy buzené mechanismem kappa a navíc oscilují v gravitačních režimech nízkého řádu s periodami několika hodin. Obě třídy oscilátorů obsahují pouze pomalu rotující hvězdy.

Variabilní subdwarf B hvězdy

Hvězdy Subdwarf B (sdB) jsou v podstatě jádra gigantů spalujících jádro-hélium, kteří nějakým způsobem ztratili většinu svých vodíkových obalů, a to do té míry, že zde není žádný vodík hořící obal. Mají několik period oscilace, které se pohybují mezi asi 1 a 10 minutami a amplitudy kdekoli mezi 0,001 a 0,3 mag ve viditelném světle. Oscilace jsou tlakové režimy nízkého řádu, které jsou buzeny mechanismem kappa působícím na náraz opacity železa.

Bílé trpaslíky

Bílé trpaslíky jsou charakterizovány spektrálním typem, podobně jako běžné hvězdy, kromě toho, že vztah mezi spektrálním typem a efektivní teplotou neodpovídá stejným způsobem. Takže bílí trpaslíci jsou známí podle typů DO, DA a DB. Typy chladičů jsou fyzicky možné, ale vesmír je příliš mladý na to, aby se dostatečně ochladily. Bylo zjištěno, že bílí trpaslíci všech tří typů pulzují. Pulzátory jsou známé jako hvězdy GW Virginis (proměnné DO, někdy také známé jako hvězdy PG 1159), hvězdy V777 Herculis (proměnné DB) a hvězdy ZZ Ceti (proměnné DA). Všechny pulzují v nízkoúrovňových režimech vysokého řádu g. Periody oscilace se s efektivní teplotou obecně snižují, a to v rozmezí od přibližně 30 minut do přibližně 1 minuty. Hvězdy GW Virginis a ZZ Ceti jsou považovány za vzrušené mechanismem kappa; V777 Herculis hvězdy konvekčním blokováním.

Vesmírné mise

Řada minulých, současných i budoucích kosmických lodí má asteroseismologické studie jako významnou součást svých misí (chronologické pořadí).

• WIRE - Družice NASA vypuštěná v roce 1999. Selhávající velký infračervený dalekohled, sledovač hvězd s otvorem o průměru 2 palce, se používal více než deset let jako asteroseismologický nástroj jasné hvězdy. Znovu vstoupil do zemské atmosféry 2011.
• MOST - Kanadský satelit vypuštěný v roce 2003. První kosmická loď věnovaná asteroseismologii.
• CoRoT - A French vedl ESA planeta-nálezce a astroseismologie satelit vypuštěný v roce 2006.
• Kepler - Kosmická loď NASA pro hledání planet, která byla zahájena v roce 2009, změněna na K2, protože porucha druhého reakčního kola zabránila dalekohledu pokračovat ve sledování stejného pole.
• BRITE - Souhvězdí nanosatelitů používané ke studiu nejjasnějších oscilačních hvězd. První dva satelity vypuštěné 25. února 2013.
• TESS - vyhledávač planet NASA, který bude zkoumat jasné hvězdy na většině oblohy zahájené v roce 2018.
• PLATO - Plánovaná mise ESA, která bude konkrétně využívat asteroseismologii k získání přesných hmot a poloměrů tranzitujících planet.

Viz také

• Seismologie  - vědecké studium zemětřesení a šíření elastických vln planetou

Reference

Další čtení

• Aerts, Conny; Christensen-Dalsgaard, Jørgen; Kurtz, Donald (2010). Asteroseismologie . Knihovna astronomie a astrofyziky. Dordrecht, New York: Springer. ISBN   978-1-4020-5803-5 .
• Christensen-Dalsgaard, Jørgen. "Poznámky k přednášce o hvězdných oscilacích" . Vyvolány 5 June 2015 .
• Pijpers, Frank P. (2006). Metody v helio- a asteroseismologii . London: Imperial College Press. ISBN   978-1-8609-4755-1 .

Software

Balíček proměnných hvězd (v jazyce R) poskytuje hlavní funkce analyzovaným vzorům v režimech oscilace proměnných hvězd. K dispozici je také uživatelské rozhraní pro experimentování se syntetickými daty.