Астеросеизмологија

Астеросеизмологија ― проучување на колебањата на ѕвездите. Ѕвездите имаат многу резонантни режими и честоти , а патеката на звучните бранови што минуваат низ ѕвезда зависи од месната брзина на звукот, што пак зависи од месната температура и хемискиот состав. Бидејќи добиените начини на колебање се чувствителни на различни делови од ѕвездата, тие ги информираат астрономите за внатрешната структура на ѕвездата, што инаку не е директно можно од севкупните својства како осветленоста и температурата на површината.

Различните начини на колебање имаат различна чувствителност на структурата на ѕвездата. Со набљудување на повеќе режими, може делумно да ja разбере внатрешната структура на ѕвездата.

Астеросеизмологијата е тесно поврзана со хелиосеизмологијата, проучување на ѕвезденото пулсирање конкретно на Сонцето. Иако и двете се засноваат на истата основна физика, повеќе и квалитативно различни информации се достапни за Сонцето бидејќи неговата површина може да биде разрешена.

Теоретска позадина

Дијаграм за ширење за стандарден сончев модел^[1] што покажува каде колебањата имаат знак на гп-модус (сино) или каде двополните модуси имаат карактер на п-модус (портокалово). Помеѓу околу 100 и 400 μHz, режимите потенцијално би имале два колебливи подрачја: тие се познати како мешани модуси. Испрекинатата линија ја покажува акустичната честота на исклучување, пресметана со попрецизно моделирање и над која модусите не се заробени во ѕвездата и грубо кажано не резонираат.

Со линеарно нарушување на равенките што ја дефинираат механичката рамнотежа на ѕвездата (т.е. зачувување на масата и хидростатичка рамнотежа) и претпоставувајќи дека пертурбациите се адијабатски, може да се изведе систем од четири диференцијални равенки чии решенија ја даваат честотата и структурата на начините на колебање на ѕвездата. Ѕвездената структура обично е претпоставувана дека е сферично симетрична, така што хоризонталниот (т.е. нерадијален) составен дел на колебањата се опишувани со сферични хармоники, индексирани со аголен степен $\ell$ и азимутен ред $m$ . Кај ѕвездите што не се вртат, модовите со ист аголен степен мора да имаат иста честота бидејќи нема претпочитана оска. Аголниот степен го означува бројот на нодални линии на ѕвездената површина, така што за големи вредности на $\ell$ , спротивставените делови грубо се откажуваат, што го отежнува откривањето на светлосните варијации. Како последица на тоа, модусите можат да се откријат само до аголен степен од околу 3 во интензитет и околу 4 ако се набљудуваат со радијална брзина.

Со дополнително претпоставување дека пертурбацијата на гравитацискиот потенцијал е занемарлива (Каулингова прибложност) и дека структурата на ѕвездата варира побавно со полупречник од колеблиб модус, равенките може да бидат намалени приближно на една равенка од втор ред за радијалниот составен дел на сопствената функција на поместување $\xi _{r}$ , ${\frac {d^{2}\xi _{r}}{dr^{2}}}={\frac {\omega ^{2}}{c_{s}^{2}}}\left(1-{\frac {N^{2}}{\omega ^{2}}}\right)\left({\frac {S_{\ell }^{2}}{\omega ^{2}}}-1\right)\xi _{r}$ каде $r$ е радијалната координата во ѕвездата, $\omega$ е аголната честота на режимот на колебање, $c_{s}$ е брзината на звукот во ѕвездата, $N$ е Брант-Вејселеовата честота или честота на пловност и $S_{\ell }$ е Ламбова честота. Последните две се дефинирани со $N^{2}=g\left({\frac {1}{\Gamma _{1}P}}{\frac {dp}{dr}}-{\frac {1}{\rho }}{\frac {d\rho }{dr}}\right)$ и $S_{\ell }^{2}={\frac {\ell (\ell +1)c_{s}^{2}}{r^{2}}}$ соодветно. По аналогија со однесувањето на едноставните хармонични осцилатори, ова имплицира дека колебливите решенија постојат кога честотата е или поголема или помала од двете $S_{\ell }$ и $N$ . Првиот случај е идентификуван како модус на притисок со висока честота (п-режими), а вториот како режими на гравитација со ниска честота (г-модуси).

Ова основно раздвојување овозможува да биде одредено (со разумна точност) каде да биде очекуван каков начин да резонира во ѕвезда. Со исцртување на кривите $\omega =N$ и $\omega =S_{\ell }$ (за дадено $\ell$ ), очекувано е п-модусите да резонираат на честоти под двете криви или честоти над двете криви.

Механизми за возбудување

Капа-механизам

Под прилично посебни услови, некои ѕвезди имаат подрачја каде топлината се пренесува со зрачење, а непроѕирноста е нагло опаѓачка функција на температурата. Оваа непроѕирност може да предизвика колебања низ $\kappa$ -механизам (или Едингтонов вентил). Со претпоставиме дека, на почетокот на циклусот на колебања, ѕвездената обвивка се стегнала. Со мало проширување и ладење, слојот во испакнатината на непроѕирност станува понепроѕирен, прима повеќе зрачење и се загрева. Ова загревање предизвикува проширување, дополнително ладење и слојот станува уште понепроѕирен. Ова продолжува додека непроѕирноста на материјалот не престане да се зголемува толку брзо, во тој момент зрачењето заробено во слојот може да избега. Ѕвездата се собира и циклусот се подготвува повторно да започне. Во оваа смисла, непроѕирноста делува како вентил кој ја задржува топлината во обвивката на ѕвездата.

Пулсации водени од $\kappa$ -механизмите се кохерентни и имаат релативно големи замави. Ги поттикнува пулсирањата кај многу од најдолго познатите променливи ѕвезди, вклучувајќи ги Кефеидите и ѕвездите од типот на RR Лира.

Површинска струевитост

Кај ѕвездите со површински струевити зони, турбулентните флуиди кои се движат во близина на површината, истовремено возбудуваат и влажни колебања низ широк опсег на честоти.^[2]^[3] Бидејќи режимите се суштински стабилни, тие имаат ниски замави и се релативно краткотрајни. Ова е механизмот за возење во сите осцилатори слични на Сонцето.

Струевито блокирање

Ако основата на површинската струевита зона е остра, а струевитите временски скали побавни од временските скали на пулсирање, струевитите текови реагираат премногу бавно на пертурбации кои можат да се насоберат во големи, кохерентни пулсирања. Овој механизам е познат како струевито блокирање^[4] и е верувано дека поттикнува пулсирања во ѕвездите од типот на $\gamma$ Златна Рипка.^[5]

Плимно возбудување

Набљудувањата од сателитот „Кеплер“ откриле ексцентрични двојни системи во кои колебањата се возбудувани при најблиското приближување.^[6] Овие системи се познати како „срцеотчукувачки“ ѕвезди поради особениот облик на светлинските криви.

Видови осцилатори

Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм кој ги истакнува подрачјата каде што се наоѓаат многу класи на пулсирачки ѕвезди.

Осцилатори слични на Сонцето

Бидејќи сончевите колебања се поттикнати од струење блиску до површината, сите ѕвездени колебања предизвикани слично се познати како сончевовидните колебања, а самите ѕвезди како осцилатори слични на Сонцето. Сепак, колебања слични на Сонцето се случуваат и кај еволуираните ѕвезди (подџинови и црвени џинови), кои имаат струевити обвивки, иако ѕвездите не се слични на Сонцето.

Кефеиди

Кефеидите се една од најважните класи на пулсирачки ѕвезди. Тие се ѕвезди што горат со хелиум со маса над околу 5 сончеви маси. Тие главно колебаат на нивните основни начини, со вообичаени периоди кои се движат од денови до месеци. Нивните периоди на пулсирање се тесно поврзани со нивната сјајност, така што е можно да биде одредено растојанието до една кефеида со мерење на нејзиниот период на коелбање, пресметување на нејзината сјајност и споредување со неговата набљудувана осветленост.

Пулсирањата на Кефеидите се возбудени од капа-механизмот кој делува на втората јонизациска зона на хелиумот.

Променливи ѕвезди од типот на RR Лира

Променливите ѕвезди од типот на RR Лира се слични на променливите на Кефеидите, но со помала металичност (т.е. припаѓа во населението II ) и многу помала маса (околу 0,6 до 0,8 сончево време). Тие се основни џинови кои горат хелиум, кои колебаат во еден или во двата фундаментални модуси или прв призвук. Колебањата се исто така водени од капа-механизмот кој дејствува преку втората јонизација на хелиумот. Многу ѕвезди од типот на RR Лира, вклучувајќи ја и самата RR Лира, покажуваат долги периодични замавни модулации, познати како Блашковиот ефект.

Ѕвезди од типот на Делта Штит и Гама Златна Рипка

Променливите ѕвезди од типот на Делта Штит се наоѓаат приближно таму каде што класичниот појас на нестабилност ја пресекува главната низа. Тие се вообичаено џуџиња и подџинови од типот A до раниот F, а режимите на колебање се режими на радијален и нерадијален притисок од низок ред, со периоди кои се движат од 0,25 до 8 часа и варијации на големината помеѓу нив. Како и кај Кефеидите, колебањата се водени од капа-механизмот кој дејствува на втората јонизација на хелиумот.

Променливите ѕвезди од типот на SX Феникс се сметани за сродници на ѕвездите од типот на Делта Штит, кои се сиромашни со метал.

Променливите ѕвезди од типот на Гама Златна Рипка се појавуваат во слични ѕвезди на црвениот крај на променливите ѕвезди од типот на Делта Штит, обично од раниот F-тип. Ѕвездите покажуваат повеќекратни честоти на колебања помеѓу околу 0,5 и 3 дена, што е многу побавно од режимите на притисок со низок ред. Сметано е дека колебањата на Гама Златна Рипка се гравитациски режими од висок ред, возбудени од струевито блокирање.

По резултатите од сателитот „Кеплер“, се чини дека многу ѕвезди од типот на Делта Штит исто така покажуваат колебања како ѕвездите од типот на Гама Златна Рипка и затоа се хибриди.^[7]^[8]

Брзо осцилирачки ѕвезди од типот Ap

Брзо осцилирачките ѕвезди од типот Ap имаат слични параметри како променливите ѕвезди од типот на Делта Штитi, главно од типот А и F, но тие се исто така силно магнетни и хемиски чудни (оттука и спектарскиот подтип p). Нивните густи модни спектри се разбрани во однос на моделот на кос пулсатор: честотите на режимот се модулирани од магнетното поле, кое не е нужно усогласено со вртењето на ѕвездата (како што е случајот со Земјата). Режимите на колебање имаат честоти околу 1500 μHz и замави од неколку мега величини.

Бавнопулсирачки ѕвезди од типот B и променливи ѕвезди од типот на Бета Кефеј

Бавнопулсирачките ѕвезди од типот B се ѕвезди од типот B со периоди на колебање од неколку дена, за кои се подразбира дека се гравитациски режими од висок ред возбудени од капа-механизмот. Променливите ѕвезди од типот на Бета Кефеј се малку потопли (а со тоа и помасивни), исто така имаат режими возбудени од капа-механизмот и дополнително осцилираат во режими на гравитација со низок ред со периоди од неколку часа. Двете класи на осцилатори содржат само бавно вртежни ѕвезди.

Променливи подџуџести ѕвезди од типот B

Подџуџестите ѕвезди од типот B во суштина се џинови кои согоруваат хелиумски јадра и кои некако изгубиле поголем дел од нивните водородни обвивки, до степен до кој нема обвивка што гори водород. Тие имаат повеќекратни периоди на колебања кои се движат помеѓу околу 1 и 10 минути и замави некаде помеѓу 0,001 и 0,3 величини при видлива светлина. Колебањата се режими на притисок од низок ред, возбудени од механизмот каппа што дејствува на испакнатината на непроѕирноста на железото.

Бели џуџиња

Белите џуџиња се одликуваат со спектарски тип, слично како обичните ѕвезди, освен што односот помеѓу спектарскиот тип и делотворната температура не одговара на ист начин. Така, белите џуџиња се познати по типовите DO, DA и DB. Поладните типови се физички можни, но универзумот е премногу млад за тие да се оладат доволно. Белите џуџиња од сите три типа пулсираат. Пулсаторите се познати како ѕвезди од типот на GW Девица (променливи ѕвезди од типот DO, понекогаш познати и како ѕвезди типот на PG 1159), ѕвезди од типот на V777 Херкул (променливи ѕвезди од типот DB) и ѕвезди од типот на ZZ Кит (променливи ѕвезди од типот DA). Сите пулсираат во гравитациски режими со низок степен и од висок ред. Периодите на колебање нашироко се намалуваат со делотворната температура, во опсег од околу 30 минути до околу 1 минута. Сметано дека ѕвездите од типот на GW Девица и ZZ Кит се возбувудани од капа-механизмот; ѕвездите од типот на V777 Херкул со струевито блокирање.

Вселенски мисии

Голем број вселенски летала од минатото, сегашноста и иднината имаат астеросеизмолошки студии како значаен дел од нивните мисии (хронолошки редослед).

Широкополски инфрацрвен истражувач (WIRE) - сателит на НАСА лансиран во 1999 година. Неуспешниот голем инфрацрвен телескоп, трагачот на ѕвезди со отвор од два инчи бил користен повеќе од една деценија како инструмент за астеросеизмологија со светли ѕвезди. Повторно влегол во атмосферата на Земјата во 2011 година.
МОСТ – канадски сателит лансиран во 2003 година. Првото вселенско летало посветено на астеросеизмологијата.
CoRoT – сателит за пронаоѓање планети и астеросеизмологија, од француско предводената Европска вселенска агенција, лансиран во 2006 година.
Вселенски телескоп „Кеплер“ – Вселенско летало на НАСА за пронаоѓање планети лансирано во 2009 година, пренаменето како „К2“ бидејќи неуспехот на второто реакционо тркало го спречило телескопот да продолжи да го следи истото поле.
Истражувач на светла цел (BRITE) - Соѕвездие наносателити што се користат за проучување на најсветлите осцилирачки ѕвезди. Првите два сателита биле лансирани на 25 февруари 2013 година.
Истражувачки сателит на минувачки вонсончеви планети (TESS) – Пронаоѓач на планети на НАСА што ќе ги истражува светлите ѕвезди низ поголемиот дел од небото, лансиран во 2018 година.
Планетарни премини и колебања на ѕвездите (PLATO) - планирана мисија на ЕСА која конкретно ќе ја искористи астеросеизмологијата за да добие точни маси и полупречници на минувачки планети.

Поврзано

Разделување на честотата
Ѕвездотрес
Дискосеизмологија - проучување на режимите на колебање во насобирачките дискови
Сеизмологија - научна студија за земјотреси и ширење на еластични бранови низ една планета
Целоземјин телескоп - меѓународна соработка за набљудување на променливи ѕвезди

Наводи

↑ Christensen-Dalsgaard, J.; Dappen, W.; Ajukov, S. V. and (1996), „The Current State of Solar Modeling“, Science, 272 (5266): 1286–1292, Bibcode:1996Sci...272.1286C, doi:10.1126/science.272.5266.1286, PMID 8662456
↑ Goldreich, Peter; Keeley, Douglas A. (февруари 1977), „Solar seismology. II - The stochastic excitation of the solar p-modes by turbulent convection“, The Astrophysical Journal, 212: 243–251, Bibcode:1977ApJ...212..243G, doi:10.1086/155043
↑ Christensen-Dalsgaard, Jørgen; Frandsen, Søren (јануари 1983), „Stellar 5 min oscillations“, Solar Physics, 82 (1–2): 469–486, Bibcode:1983SoPh...82..469C, doi:10.1007/bf00145588
↑ Pesnell, W. Dean (март1987), „A new driving mechanism for stellar pulsations“, The Astrophysical Journal, 314: 598–604, Bibcode:1987ApJ...314..598P, doi:10.1086/165089 Проверете ги датумските вредности во: |date= (help)
↑ Guzik, Joyce A.; Kaye, Anthony B.; Bradley, Paul A.; Cox, Arthur N.; Neuforge, Corinne (10 октомври 2000), „Driving the Gravity-Mode Pulsations in γ Doradus Variables“, The Astrophysical Journal Letters, 542 (1): L57–L60, Bibcode:2000ApJ...542L..57G, doi:10.1086/312908
↑ Thompson, S. E.; Everett, M.; Mullally, F.; Barclay, T. and (2012), „A Class of Eccentric Binaries with Dynamic Tidal Distortions Discovered with Kepler“, The Astrophysical Journal, 753 (1): 86, arXiv:1203.6115, Bibcode:2012ApJ...753...86T, doi:10.1088/0004-637x/753/1/86
↑ Grigahc\'ene, A.; Antoci, V.; Balona, L.; Catanzaro, G. and (2010), „Hybrid $\gamma$ Doradus-$\delta$ Scuti Pulsators: New Insights into the Physics of the Oscillations from Kepler Observations“, The Astrophysical Journal Letters, 713 (2): L192–L197, arXiv:1001.0747, Bibcode:2010ApJ...713L.192G, doi:10.1088/2041-8205/713/2/L192
↑ Balona, L. A. (2014), „Low frequencies in Kepler $\delta$ Scuti stars“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 437 (2): 1476–1484, Bibcode:2014MNRAS.437.1476B, doi:10.1093/mnras/stt1981

Дополнителна книжевност

Aerts, Conny; Christensen-Dalsgaard, Jørgen; Kurtz, Donald (2010). Asteroseismology. Astronomy and Astrophysics Library. Dordrecht, New York: Springer. ISBN 978-1-4020-5803-5.
Christensen-Dalsgaard, Jørgen. „Lecture notes on stellar oscillations“. Архивирано од изворникот на 2018-07-01. Посетено на 12 септември 2024.
Pijpers, Frank P. (2006). Methods in Helio- and Asteroseismology. London: Imperial College Press. ISBN 978-1-8609-4755-1.

Програмска опрема

Пакетот Variable Star (во јазикот R) ги обезбедува главните функции на анализираните обрасци на режимите на колебање на променливите ѕвезди. Обезбеден е и посредник за опитување со синтетички податоци.

[1] Christensen-Dalsgaard, J.; Dappen, W.; Ajukov, S. V. and (1996), „The Current State of Solar Modeling“, Science, 272 (5266): 1286–1292, Bibcode:1996Sci...272.1286C, doi:10.1126/science.272.5266.1286, PMID 8662456

[2] Goldreich, Peter; Keeley, Douglas A. (февруари 1977), „Solar seismology. II - The stochastic excitation of the solar p-modes by turbulent convection“, The Astrophysical Journal, 212: 243–251, Bibcode:1977ApJ...212..243G, doi:10.1086/155043

[3] Christensen-Dalsgaard, Jørgen; Frandsen, Søren (јануари 1983), „Stellar 5 min oscillations“, Solar Physics, 82 (1–2): 469–486, Bibcode:1983SoPh...82..469C, doi:10.1007/bf00145588

[4] Pesnell, W. Dean (март1987), „A new driving mechanism for stellar pulsations“, The Astrophysical Journal, 314: 598–604, Bibcode:1987ApJ...314..598P, doi:10.1086/165089 Проверете ги датумските вредности во: |date= (help)

[5] Guzik, Joyce A.; Kaye, Anthony B.; Bradley, Paul A.; Cox, Arthur N.; Neuforge, Corinne (10 октомври 2000), „Driving the Gravity-Mode Pulsations in γ Doradus Variables“, The Astrophysical Journal Letters, 542 (1): L57–L60, Bibcode:2000ApJ...542L..57G, doi:10.1086/312908

[6] Thompson, S. E.; Everett, M.; Mullally, F.; Barclay, T. and (2012), „A Class of Eccentric Binaries with Dynamic Tidal Distortions Discovered with Kepler“, The Astrophysical Journal, 753 (1): 86, arXiv:1203.6115, Bibcode:2012ApJ...753...86T, doi:10.1088/0004-637x/753/1/86

[7] Grigahc\'ene, A.; Antoci, V.; Balona, L.; Catanzaro, G. and (2010), „Hybrid $\gamma$ Doradus-$\delta$ Scuti Pulsators: New Insights into the Physics of the Oscillations from Kepler Observations“, The Astrophysical Journal Letters, 713 (2): L192–L197, arXiv:1001.0747, Bibcode:2010ApJ...713L.192G, doi:10.1088/2041-8205/713/2/L192

[8] Balona, L. A. (2014), „Low frequencies in Kepler $\delta$ Scuti stars“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 437 (2): 1476–1484, Bibcode:2014MNRAS.437.1476B, doi:10.1093/mnras/stt1981

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]