Asteroseismologie - Asteroseismology

Různé režimy oscilace mají různou citlivost 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 přímo možné z celkových vlastností, jako je jas a teplota povrchu. Asteroseismologie úzce souvisí s helioseismologie, studium hvězdných oscilací konkrétně v slunce. 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^[1] ukazující, kde mají oscilace znak v režimu g (modrý) nebo kde dipólové režimy mají znak v režimu p (oranžový). Mezi přibližně 100 a 400 µHz by režimy měly potenciálně dvě oscilační oblasti: ty jsou známé jako smíšený režimy. Přerušovaná čára ukazuje akustickou mezní frekvenci vypočítanou z přesnějšího modelování a nad ní nejsou režimy 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 soustavu čtyř diferenciální rovnice jehož řešení dávají frekvenci a strukturu režimů kmitání hvězdy. Hvězdná struktura se obvykle považuje za sféricky symetrickou, takže horizontální (tj. Neradiální) složku oscilací popisuje sférické harmonické, indexováno o úhlový stupeň ${ displaystyle ell}$ a azimutální pořadí ${ displaystyle m}$. U nerotujících hvězd musí mít režimy se stejným úhlovým stupněm stejnou frekvenci, protože neexistuje žádná preferovaná osa. Úhlový stupeň označuje počet uzlových čar na hvězdném povrchu, takže pro velké hodnoty ${ displaystyle ell}$, nepřátelské sektory se zhruba ruší, takže je obtížné detekovat světelné variace. V důsledku toho lze režimy detekovat pouze do úhlového stupně přibližně 3 v intenzitě a přibližně 4, pokud jsou pozorovány v radiální rychlosti.

Tím, že navíc předpokládáme, že narušení gravitačního potenciálu je zanedbatelné ( Kapotáž 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${ displaystyle r}$ je radiální souřadnice ve hvězdě,${ displaystyle omega}$ je úhlová frekvence oscilačního režimu,${ displaystyle c_ {s}}$ je rychlost zvuku uvnitř hvězdy,${ displaystyle N}$ je Brunt – Väisälä nebo vztlaková frekvence a${ displaystyle S _ { ell}}$ je Beránkova frekvence. Poslední dvě jsou definovány pomocí

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

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 eithergreater nebo menší než obě ${ displaystyle S _ { ell}}$ a ${ displaystyle N}$. První identifikujeme vysokofrekvenční tlakové režimy (p-režimy) a druhé režimy jako nízkofrekvenční gravitační režimy (g-režimy).

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

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. Tato neprůhlednost narazit může řídit oscilace přes ${ displaystyle kappa}$-mechanismus (nebo Eddingtonův ventil). 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.

Pulzace poháněné ${ displaystyle kappa}$-mechanismus je koherentní a má relativně velké amplitudy. Řídí pulzace v mnoha z nejdéle známých proměnných hvězd, včetně Cepheid a Proměnné RR Lyrae.

Povrchová konvekce

Ve hvězdách s povrchovými konvekčními zónami pohyby turbulentních tekutin v blízkosti povrchu současně vzrušují a tlumí oscilace v širokém rozsahu frekvencí.^[2][3]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^{[je zapotřebí objasnění ]} které se mohou hromadit ve velké, koherentní pulzace. Tento mechanismus je znám jako konvekční blokování^[4]a předpokládá se, že řídí pulzace v ${ displaystyle gamma}$ Proměnné Doradus.^[5]

Přílivová excitace

Připomínky Kepler satelit odhalil excentrické binární systémy, ve kterých jsou oscilace vzrušeny během nejbližšího přiblížení.^[6] Tyto systémy jsou známé jako tlukot srdce hvězdy díky charakteristickému tvaru světelných křivek.

Druhy oscilátorů

Solární oscilátory

Protože sluneční oscilace jsou poháněny konvekcí blízkého povrchu, jsou jakékoli hvězdné oscilace způsobené podobně 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 Jako slunce.

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. Obyvatelstvo II ) a mnohem nižší hmotnosti (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 samotné RR Lyrae, 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.

Následující výsledky z KeplerZdá se, že mnoho hvězd Delta Scuti také vykazuje oscilace Gamma Doradus, a jsou tedy hybridy.^[7][8]

Rychle oscilující 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 (proto p spektrální podtyp). Jejich spektra hustého režimu jsou chápána z hlediska šikmý model 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 jsou chápány 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 asteroseismologická studia jako významnou součást svých misí (chronologické pořadí).

• DRÁT - A NASA satelit vypuštěn v roce 1999. Selhávající velký infračervený dalekohled, dvoupalcový aperturní sledovač hvězd se používal více než deset let jako asteroseismologický nástroj jasné hvězdy. Znovu vstoupil do zemské atmosféry 2011.
• VĚTŠINA - A kanadský satelit vypuštěn v roce 2003. První kosmická loď věnovaná asteroseismologii.
• CoRoT - A francouzština vedený ESA vyhledávač planet a asteroseismologický satelit vypuštěný v roce 2006.
• Kepler - A NASA vyhledávač planet vypuštěn v roce 2009, repasovaný jako 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 - An NASA vyhledávač planet, který bude zkoumat jasné hvězdy na většině oblohy vypuštěných v roce 2018.
• PLATO - Plánováno ESA mise, která bude konkrétně využívat asteroseismologii k získání přesných hmot a poloměrů tranzitujících planet.

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“. Citováno 5. června 2015.
• Pijpers, Frank P. (2006). Metody v helio- a asteroseismologii. London: Imperial College Press. ISBN  978-1-8609-4755-1.

Software

The Proměnná hvězda balíček (v jazyce R) poskytuje hlavní funkce analyzovaným vzorům v režimech oscilace proměnných hvězd. An Uživatelské rozhraní pro experimentování jsou poskytnuty také syntetické údaje.