Asterosismologi - Asteroseismology

Från Wikipedia, den fria encyklopedin
Olika svängningslägen har olika känslighet för en stjärnas struktur. Genom att observera flera lägen kan man därför delvis sluta en stjärns interna struktur.

Asterosismologi är studiet av svängningar i stjärnor. Eftersom en stjärns olika oscillationslägen är känsliga för olika delar av stjärnan, informerar de astronomer om den inre strukturen hos stjärnan, vilket annars inte är direkt möjligt från övergripande egenskaper som ljusstyrka och yttemperatur. Asteroseismologi är nära besläktad med helioseismologi , studien av stjärnsvängningar specifikt i solen . Även om båda är baserade på samma underliggande fysik finns mer och kvalitativt annan information tillgänglig för solen eftersom dess yta kan lösas.

Teoretisk bakgrund

Ett utbredningsdiagram för en standard solmodell som visar var svängningar har ett g-lägetecken (blått) eller där dipollägen har ett p-lägetecken (orange). Mellan cirka 100 och 400 µHz skulle lägen potentiellt ha två oscillerande regioner: dessa kallas blandade lägen. Den streckade linjen visar den akustiska avskärningsfrekvensen, beräknad från mer exakt modellering, och över vilka lägen inte är instängda i stjärnan och i stort sett inte resonera.

Genom att linjärt störa ekvationerna som definierar en stjärns mekaniska jämvikt (dvs. masskonservering och hydrostatisk jämvikt ) och antar att störningarna är adiabatiska, kan man härleda ett system med fyra differentialekvationer vars lösningar ger frekvensen och strukturen för en stjärns svängningssätt . Stjärnstrukturen antas vanligtvis vara sfäriskt symmetrisk, så den horisontella (dvs. icke-radiella) komponenten i svängningarna beskrivs med sfäriska övertoner , indexerade med en vinkelgrad och azimutal ordning . I icke-roterande stjärnor måste lägen med samma vinkelgrad ha samma frekvens eftersom det inte finns någon föredragen axel. Vinkelgraden indikerar antalet nodlinjer på stjärnytan, så för stora värden av avbryter de motsatta sektorerna ungefär, vilket gör det svårt att upptäcka ljusvariationer. Som en konsekvens kan lägen endast detekteras upp till en vinkelgrad på cirka 3 i intensitet och cirka 4 om de observeras med radiell hastighet.

Genom att dessutom anta att störningen av gravitationspotentialen är försumbar ( Cowling- approximationen) och att stjärnans struktur varierar långsammare med radien än oscillationsläget, kan ekvationerna reduceras ungefär till en andra ordningens ekvation för den radiella komponenten i förskjutning egenfunktion ,

var är radialkoordinaten i stjärnan, är svängningsfrekvensen för svängningsläget, är ljudhastigheten inuti stjärnan, är Brunt – Väisälä eller flytfrekvens och är Lambfrekvensen. De två sista definieras av

och

respektive. I analogi med beteendet hos enkla harmoniska oscillatorer innebär detta att oscillerande lösningar finns när frekvensen antingen är större eller mindre än både och . Vi identifierar det tidigare fallet som högfrekventa trycklägen (p-lägen) och det senare som lågfrekventa tyngdkraftslägen (g-lägen).

Denna grundläggande separation gör det möjligt för oss att bestämma (med rimlig noggrannhet) var vi förväntar oss vilken typ av läge som ska resonera i en stjärna. Genom att plotta kurvorna och (för givet ) förväntar vi oss att p-lägen kommer att resonera vid frekvenser under båda kurvorna eller frekvenser ovanför båda kurvorna.

Excitationsmekanismer

-mekanism

Under ganska specifika förhållanden har vissa stjärnor regioner där värme transporteras genom strålning och opacitet är en kraftigt minskande temperaturfunktion. Denna opacitet bula kan driva oscilleringar genom -mechanism (eller Eddington ventil ). Antag att stjärnhöljet i början av en svängningscykel har dragit sig samman. Genom att expandera och kyla något blir skiktet i opacitetsstötet mer ogenomskinligt, absorberar mer strålning och värms upp. Denna uppvärmning orsakar expansion, ytterligare kylning och skiktet blir ännu mer ogenomskinligt. Detta fortsätter tills materialets opacitet slutar öka så snabbt, vid vilken tidpunkt strålningen som fångats i skiktet kan fly. Stjärnan drar sig samman och cykeln förbereder sig för att börja igen. I denna mening fungerar opaciteten som en ventil som fångar upp värme i stjärnans hölje.

Pulsationer som drivs av -mekanismen är sammanhängande och har relativt stora amplituder. Det driver pulsationerna i många av de längst kända variabla stjärnorna, inklusive variablerna Cepheid och RR Lyrae .

Ytkonvektion

I stjärnor med ytkonvektionzoner exciterar turbulenta vätskor nära ytan samtidigt och fuktiga svängningar över ett brett frekvensområde. Eftersom lägena är inneboende stabila har de låga amplituder och är relativt kortlivade. Detta är drivmekanismen i alla solliknande oscillatorer.

Konvektiv blockering

Om basen för en ytkonvektionzon är skarp och de konvektiva tidsskalorna långsammare än pulseringstidsskalorna, reagerar de konvektiva flödena för långsamt på störningar som kan byggas upp till stora, sammanhängande pulser. Denna mekanism är känd som konvektiv blockering och antas driva pulsationer i Doradus-variablerna.

Tidvatten excitation

Observationer från Kepler- satelliten avslöjade excentriska binära system där svängningar upphetsas under närmaste tillvägagångssätt. Dessa system är kända som hjärtslagstjärnor på grund av ljuskurvens karakteristiska form.

Typer av oscillatorer

Solliknande oscillatorer

Eftersom solsvängningar drivs av konvektion nära ytan kallas eventuella stjärnsvängningar på liknande sätt som solliknande svängningar och stjärnorna själva som solliknande oscillatorer . Emellertid förekommer solliknande svängningar också i utvecklade stjärnor (underjättar och röda jättar), som har konvektiva höljen, även om stjärnorna inte är solliknande .

Cepheid-variabler

Cepheid-variabler är en av de viktigaste klasserna av pulserande stjärna. De är kärnheliumbrinnande stjärnor med massor över cirka 5 solmassor. De svänger huvudsakligen i sina grundläggande lägen, med typiska perioder från dagar till månader. Deras pulsationsperioder är nära relaterade till deras ljusstyrka, så det är möjligt att bestämma avståndet till en Cepheid genom att mäta dess svängningsperiod, beräkna dess ljusstyrka och jämföra detta med dess observerade ljusstyrka.

Cepheid-pulsationer exciteras av kappa-mekanismen som verkar på den andra joniseringszonen i helium.

RR Lyrae-variabler

RR Lyraes liknar Cepheid-variabler men med lägre metallicitet (dvs. Population II ) och mycket lägre massor (cirka 0,6 till 0,8 tidssol). De är kärnheliumbrinnande jättar som svänger i en eller båda av deras grundläggande läge eller första överton. Svängningen drivs också av kappa-mekanismen som verkar genom den andra joniseringen av helium. Många RR Lyraes, inklusive RR Lyrae i sig, visar amplitudmoduleringar med lång period, känd som Blazhko-effekten .

Delta Scuti och Gamma Doradus stjärnor

Delta Scuti-variabler finns ungefär där den klassiska instabilitetsremsan skär huvudsekvensen. De är vanligtvis A- till tidiga F-dvärgar och subjättar och oscillationslägena är lågordens- och icke-radiella trycklägen, med perioder från 0,25 till 8 timmar och storleksvariationer var som helst mellan. Liksom Cepheid-variabler drivs svängningarna av kappa-mekanismen som verkar på den andra joniseringen av helium.

SX Phoenicis-variabler betraktas som metallfattiga släktingar till Delta Scuti-variabler.

Gamma Doradus-variabler förekommer i liknande stjärnor som den röda änden av Delta Scuti-variablerna, vanligtvis av tidig F-typ. Stjärnorna visar flera oscillationsfrekvenser mellan cirka 0,5 och 3 dagar, vilket är mycket långsammare än lågordens trycklägen. Gamma Doradus-svängningar anses i allmänhet vara högordens tyngdkraftslägen, upphetsade av konvektiv blockering.

Efter resultat från Kepler verkar det som om många Delta Scuti-stjärnor också visar Gamma Doradus-svängningar och därför är hybrider.

Snabbt oscillerande Ap (roAp) stjärnor

Snabbt oscillerande Ap-stjärnor har liknande parametrar som Delta Scuti-variabler, mestadels av A- och F-typ, men de är också starkt magnetiska och kemiskt speciella (därav p- spektral subtyp). Deras täta lägesspektra förstås i termer av den sneda pulsatormodellen : lägesfrekvenserna moduleras av magnetfältet, vilket inte nödvändigtvis är i linje med stjärnans rotation (som är fallet på jorden). Svängningslägena har frekvenser runt 1500 μHz och amplituder på några mmag.

Långsamt pulserande B-stjärnor och Beta Cephei-variabler

Långsamt pulserande B (SPB) -stjärnor är stjärnor av B-typ med oscillationsperioder på några dagar, förstås vara högordens tyngdkraftslägen upphetsade av kappa-mekanismen. Beta Cephei-variabler är något hetare (och därmed mer massiva), har också lägen upphetsade av kappa-mekanismen och dessutom oscillerar i lågordens tyngdkraftslägen med perioder på flera timmar. Båda klasserna av oscillatorer innehåller bara långsamt roterande stjärnor.

Variabla dvärg B-stjärnor

Subdwarf B (sdB) -stjärnor är i huvudsak kärnorna i kärn-heliumbrinnande jättar som på något sätt har tappat de flesta av sina vätehöljen, i den utsträckning att det inte finns något väteförbrännande skal. De har flera svängningsperioder som sträcker sig mellan cirka 1 och 10 minuter och amplituder var som helst mellan 0,001 och 0,3 mag i synligt ljus. Svängningarna är lågläge trycklägen, upphetsad av kappa-mekanismen som verkar på järnets opacitetsstöt.

Vita dvärgar

Vita dvärgar kännetecknas av spektraltyp, ungefär som vanliga stjärnor, förutom att förhållandet mellan spektraltyp och effektiv temperatur inte motsvarar på samma sätt. Således är vita dvärgar kända av typerna DO, DA och DB. Coolare typer är fysiskt möjliga men universum är för ung för att de ska ha svalnat nog. Vita dvärgar av alla tre typer visar sig pulsera. Pulsatorerna är kända som GW Virginis-stjärnor (DO-variabler, ibland även kända som PG 1159-stjärnor), V777 Herculis-stjärnor (DB-variabler) och ZZ Ceti-stjärnor (DA-variabler). Alla pulserar i låggradiga g-lägen av hög ordning. Svängningsperioderna minskar i stort sett med effektiv temperatur, som sträcker sig från cirka 30 minuter ner till cirka 1 minut. GW Virginis och ZZ Ceti-stjärnor anses vara upphetsade av kappa-mekanismen; V777 Herculis stjärnor genom konvektiv blockering.

Rymduppdrag

Ett antal tidigare, nuvarande och framtida rymdfarkoster har asterosismologi-studier som en viktig del av deras uppdrag (ordning kronologisk).

  • WIRE - En NASA- satellit som lanserades 1999. Ett misslyckat stort infrarött teleskop, den två-tums aperturstjärnspåraren, användes i mer än ett decennium som ett ljusstarkt asterosismologiskt instrument. Åter gick in i jordens atmosfär 2011.
  • MEST - En kanadensisk satellit som lanserades 2003. Det första rymdfarkosten tillägnad asterosismologi.
  • CoRoT - En fransk ledd ESA -planetfinder och asterosismologisatellit som lanserades 2006.
  • Kepler - Ett rymdskepp från NASA -planetsökare som lanserades 2009, återställd som K2 eftersom fel på ett andra reaktionshjul hindrade teleskopet från att fortsätta att övervaka samma fält.
  • BRITE - En konstellation av nanosatelliter som används för att studera de ljusaste oscillerande stjärnorna. De första två satelliterna lanserades 25 februari 2013.
  • TESS - En NASA -planetsökare som kommer att kartlägga ljusa stjärnor över det mesta av himlen som lanserades 2018.
  • PLATO - Ett planerat ESA- uppdrag som specifikt kommer att utnyttja asterosismologi för att få exakta massor och radier av transiterande planeter.

Se även

  • Seismologi  - vetenskaplig studie av jordbävningar och förökning av elastiska vågor genom en planet

Referenser

Vidare läsning

programvara

Den Variabel stjärna paket (i R språk) tillhandahåller de huvudsakliga funktionerna för att analyserade mönster på svängningsmoder av variabla stjärnor. Ett användargränssnitt för experiment med syntetiska data tillhandahålls också.