Колебания солнечного типа

Колебания солнечного типа — это колебания в звездах , которые возбуждаются так же, как и колебания в Солнце , а именно турбулентной конвекцией во внешних слоях. Звезды, которые демонстрируют колебания солнечного типа, называются осцилляторами солнечного типа . Колебания представляют собой моды постоянного давления и смешанные моды давления и гравитации, которые возбуждаются в диапазоне частот, причем амплитуды примерно соответствуют колоколообразному распределению. В отличие от осцилляторов, управляемых непрозрачностью, возбуждаются все моды в диапазоне частот, что делает колебания относительно легко идентифицируемыми. Поверхностная конвекция также гасит моды, и каждая из них хорошо аппроксимируется в частотном пространстве лоренцевской кривой, ширина которой соответствует времени жизни моды: чем быстрее она затухает, тем шире лоренцева. Ожидается, что все звезды с зонами поверхностной конвекции будут демонстрировать колебания солнечного типа, включая холодные звезды главной последовательности (до поверхностных температур около 7000 К), субгиганты и красные гиганты. Из-за малых амплитуд колебаний их изучение значительно продвинулось вперед благодаря космическим миссиям ^[1] (в основном COROT и Kepler ).

Колебания, подобные солнечным, использовались, среди прочего, для точного определения масс и радиусов звезд, на которых вращаются планеты, и, таким образом, для улучшения измерений масс и радиусов планет. ^{[2] [3]}

Красные гиганты

В красных гигантах наблюдаются смешанные моды, которые частично напрямую чувствительны к свойствам ядра звезды. Они использовались для различения красных гигантов, сжигающих гелий в своих ядрах, от тех, которые все еще сжигают только водород в оболочке, ^[4] чтобы показать, что ядра красных гигантов вращаются медленнее, чем предсказывают модели ^[5] и ограничить внутренние магнитные поля ядер ^[6]

Диаграммы Эшелле

Эшелле-диаграмма для Солнца, использующая данные для мод с низким угловым градусом из Бирмингемской сети солнечных колебаний (BiSON). ^{[7] [8]} Моды с одинаковым угловым градусом образуют примерно вертикальные линии на высоких частотах, как и ожидалось из асимптотического поведения частот мод. ${\displaystyle \ell }$

Пик мощности колебаний примерно соответствует более низким частотам и радиальным порядкам для более крупных звезд. Для Солнца моды с самой высокой амплитудой возникают около частоты 3 мГц с порядком , и смешанных мод не наблюдается. Для более массивных и более развитых звезд моды имеют более низкий радиальный порядок и в целом более низкие частоты. Смешанные моды можно увидеть в развитых звездах. В принципе, такие смешанные моды могут также присутствовать в звездах главной последовательности, но они находятся на слишком низкой частоте, чтобы возбуждаться до наблюдаемых амплитуд. Ожидается, что моды давления высокого порядка заданной угловой степени будут примерно равномерно распределены по частоте с характерным интервалом, известным как большое разделение . ^[9] Это мотивирует диаграмму Эшелле, на которой частоты мод отображаются как функция частоты по модулю большого разделения, а моды определенной угловой степени образуют примерно вертикальные хребты. ${\displaystyle n_{\mathrm {max} }\approx 20}$ ${\displaystyle \ell }$ ${\displaystyle \Delta \nu }$

Масштабирование отношений

Частота максимальной мощности колебаний принимается ^[10] приблизительно соответствующей акустической граничной частоте, выше которой волны могут распространяться в звездной атмосфере, и, таким образом, не захватываются и не способствуют стоячим модам. Это дает

${\displaystyle \nu _{\mathrm {max} }\propto {\frac {g}{\sqrt {T_{\mathrm {eff} }}}}}$

Аналогично, большое разделение частот , как известно, примерно пропорционально квадратному корню плотности: ${\displaystyle \Delta \nu }$

${\displaystyle \Delta \nu \propto {\sqrt {\frac {M}{R^{3}}}}}$

В сочетании с оценкой эффективной температуры это позволяет напрямую вычислить массу и радиус звезды, основывая константы пропорциональности на известных значениях для Солнца. Они известны как соотношения масштабирования:

${\displaystyle M\propto {\frac {\nu _{\mathrm {max} }^{3}}{\Delta \nu ^{4}}}T_{\mathrm {eff} }^{3/2}}$

${\displaystyle R\propto {\frac {\nu _{\mathrm {max} }}{\Delta \nu ^{2}}}T_{\mathrm {eff} }^{1/2}}$

Эквивалентно, если известна светимость звезды, то температуру можно заменить через соотношение светимости черного тела , что дает ${\displaystyle L\propto R^{2}T_{\mathrm {eff} }^{4}}$

${\displaystyle M\propto {\frac {\nu _{\mathrm {max} }^{12/5}}{\Delta \nu ^{14/5}}}L^{3/10}}$

${\displaystyle R\propto {\frac {\nu _{\mathrm {max} }^{4/5}}{\Delta \nu ^{8/5}}}L^{1/10}}$

Некоторые яркие солнечные осцилляторы

• Процион
• Альфа Центавра А и В
• Мю Геркулес

Смотрите также

• Астросейсмология
• Гелиосейсмология
• Переменные звезды

Ссылки

1. Чаплин, У. Дж.; Мильо, А. (2013). «Астросейсмология звезд солнечного типа и красных гигантов». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 51 (1): 353–392. arXiv : 1303.1957 . Bibcode : 2013ARA&A..51..353C. doi : 10.1146/annurev-astro-082812-140938. S2CID  119222611.
2. Дэвис, GR; и др. (2016). «Частоты колебаний для 35 звезд солнечного типа Kepler, содержащих планеты, с использованием байесовских методов и машинного обучения». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 456 (2): 2183–2195. arXiv : 1511.02105 . Bibcode : 2016MNRAS.456.2183D. doi : 10.1093/mnras/stv2593 .
3. Сильва Агирре, В.; и др. (2015). «Возраст и фундаментальные свойства звезд-хозяев экзопланет Кеплера из астросейсмологии». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 452 (2): 2127–2148. arXiv : 1504.07992 . Bibcode :2015MNRAS.452.2127S. doi : 10.1093/mnras/stv1388 .
4. Беддинг, Тимоти Р. и др. (2011). «Гравитационные моды как способ различения красных гигантских звезд, сжигающих водород и гелий». Nature . 471 (7340): 608–11. arXiv : 1103.5805 . Bibcode : 2011Natur.471..608B. doi : 10.1038/nature09935. PMID  21455175. S2CID  4338871.
5. Бек, Пол Г.; и др. (2012). «Быстрое вращение ядра в красных гигантских звездах, выявленное с помощью смешанных мод, доминирующих гравитацией». Nature . 481 (7379): 55–7. arXiv : 1112.2825 . Bibcode :2012Natur.481...55B. doi :10.1038/nature10612. PMID  22158105. S2CID  4310747.
6. Фуллер, Дж.; Кантиелло, М.; Стелло, Д.; Гарсия, РА; Билдстен, Л. (2015). «Астросейсмология может выявить сильные внутренние магнитные поля в красных гигантских звездах». Science . 350 (6259): 423–426. arXiv : 1510.06960 . Bibcode :2015Sci...350..423F. doi :10.1126/science.aac6933. PMID  26494754. S2CID  17161151.
7. Брумхолл, А.-М.; и др. (2009). «Определенные частоты p-моды Солнца как звезды: 23 года наблюдений BiSON». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 396 (1): L100–L104. arXiv : 0903.5219 . Bibcode : 2009MNRAS.396L.100B. doi : 10.1111/j.1745-3933.2009.00672.x . S2CID  18297150.
8. Дэвис, GR; Чаплин, WJ; Элсворт, Y.; Хейл, SJ (2014). «Подготовка данных BiSON: поправка на дифференциальное затухание и взвешенное усреднение современных данных». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 441 (4): 3009–3017. arXiv : 1405.0160 . Bibcode : 2014MNRAS.441.3009D. doi : 10.1093/mnras/stu803 .
9. Tassoul, M. (1980). "Асимптотические приближения для звездных нерадиальных пульсаций". Серия приложений к Astrophysical Journal . 43 : 469. Bibcode : 1980ApJS...43..469T. doi : 10.1086/190678 .
10. Кьельдсен, Х.; Беддинг, ТР (1995). «Амплитуды звездных колебаний: значение для астросейсмологии». Астрономия и астрофизика . 293 : 87. arXiv : astro-ph/9403015 . Bibcode : 1995A&A...293...87K.

Внешние ссылки

• Конспект лекций по звездным колебаниям, опубликованный Дж. Кристенсеном-Далсгаардом ( Орхусский университет , Дания)