Солнцеподобные осцилляции

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск

Солнцеподобные осцилляции — колебания (осцилляции) в звёздах, возникающие вследствие того же механизма, что и солнечные осцилляции, а именно вследствие турбулентной конвекции во внешних слоях звезды. Колебания представляют собой стоячие моды давления и комбинации давления и гравитации, возникающие в некотором интервале частот и обладающие колоколообразным распределением амплитуд. В отличие от ситуации с создаваемым непрозрачностью механизмом осцилляции, в данной ситуации возникают все моды в данном интервале частот, что способствует более лёгкому обнаружению осцилляций. Конвекция на поверхности также приводит к затуханию мод, каждая из которых может быть представлена в пространстве частот кривой Лоренца, при этом ширина кривой соответствует времени жизни моды колебаний: чем быстрее затухает мода, тем шире кривая Лоренца. Все звёзды с областями поверхностной конвекции, как считается, могут обладать солнцеподобными осцилляциями. Среди таких звёзд можно упомянуть холодные звёзды главной последовательности (с температурой поверхности до примерно 7000 K), субгиганты и красные гиганты. Поскольку амплитуды осцилляций малы, их исследование в основном проводится при наблюдениях на космических аппаратах.[1] (в основном, COROT и Kepler).

Данные о солнцеподобных осцилляциях используются для определения масс и радиусов звёзд, обладающих планетами, и также используются при уточнении измерений масс и радиусов планет.[2][3]

У красных гигантов наблюдаются смешанные моды, которые чувствительны к свойствам ядра звезды. Данные о таких осцилляциях используются для отделения красных гигантов, в недрах которых идут термоядерные реакции горения гелия, от красных гигантов, находящихся на стадии горения водорода в слоевом источнике,[4] для доказательства того, что ядра красных гигантов вращаются медленнее, чем предсказывают модели,[5] и для получения ограничений для оценок внутренних магнитных полей в ядрах звёзд.[6]

Эшелле-диаграммы[править | править вики-текст]

Эшелле-диаграмма для Солнца, построенная по данным Birmingham Solar Oscillations Network (BiSON).[7][8] Моды с одинаковым угловым числом образуют почти вертикальные линии на высоких частотах, как и предсказывает асимптотическое поведение частот мод.

Пик мощности колебаний приходится на более низкие частоты для более крупных звёзд. Для Солнца моды с наибольшими амплитудами располагаются на частоте около 3 мГц при , смешанные моды не наблюдаются. Для более массивных звёзд и более поздних стадий эволюции моды имеют меньший радиальный порядок и в целом меньшие частоты. У звёзд на более поздних стадиях эволюции наблюдаются смешанные моды, которые, в принципе, могут существовать и в звездах главной последовательности, но такие моды должны обладать слишком малыми частотами и малыми амплитудами, поэтому их сложно наблюдать. Считается, что моды давления высокого порядка при данном значении должны быть почти равномерно распределены по частотам, характерные промежутки обозначаются как .[9] Данные выводы свидетельствуют о целесообразности построения эшелле-диаграммы, на которой моды с определенным значением образуют почти вертикальные полосы.

Масштабные соотношения[править | править вики-текст]

Частота осцилляции наибольшей мощности, как принято полагать,[10] меняется приблизительно с предельной акустической частотой, при превышении которой волны могут распространяться в атмосфере звезды. Таким образом,

Аналогично, примерно пропорционально квадрату плотности:

При имеющейся оценке эффективной температуры данные соотношения позволяют оценить массу и радиус звезды на основе коэффициентов пропорциональности, полученных из данных о Солнце:

Также, если известна светимость звезды, то температуру можно заменить на основе соотношения между светимостью абсолютно чёрного тела, его радиусом и температурой , что даёт выражения

Примеры ярких звёзд с солнцеподобными осцилляциями[править | править вики-текст]

Примечания[править | править вики-текст]

  1. (2013) «Asteroseismology of Solar-Type and Red-Giant Stars». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 51: 353–392. arXiv:1303.1957. DOI:10.1146/annurev-astro-082812-140938. Bibcode2013ARA&A..51..353C.
  2. (2016) «Oscillation frequencies for 35 Kepler solar-type planet-hosting stars using Bayesian techniques and machine learning». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 456 (2): 2183–2195. arXiv:1511.02105. DOI:10.1093/mnras/stv2593. Bibcode2016MNRAS.456.2183D.
  3. (2015) «Ages and fundamental properties of Kepler exoplanet host stars from asteroseismology». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 452 (2): 2127–2148. arXiv:1504.07992. DOI:10.1093/mnras/stv1388. Bibcode2015MNRAS.452.2127S.
  4. (2011) «Gravity modes as a way to distinguish between hydrogen- and helium-burning red giant stars». Nature 471 (7340): 608–11. arXiv:1103.5805. DOI:10.1038/nature09935. PMID 21455175. Bibcode2011Natur.471..608B.
  5. (2012) «Fast core rotation in red-giant stars as revealed by gravity-dominated mixed modes». Nature 481 (7379): 55–7. arXiv:1112.2825. DOI:10.1038/nature10612. PMID 22158105. Bibcode2012Natur.481...55B.
  6. (2015) «Asteroseismology can reveal strong internal magnetic fields in red giant stars». Science 350 (6259): 423–426. arXiv:1510.06960. DOI:10.1126/science.aac6933. PMID 26494754. Bibcode2015Sci...350..423F.
  7. (2009) «Definitive Sun-as-a-star p-mode frequencies: 23 years of BiSON observations». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 396: L100. arXiv:0903.5219. DOI:10.1111/j.1745-3933.2009.00672.x. Bibcode2009MNRAS.396L.100B.
  8. (2014) «BiSON data preparation: a correction for differential extinction and the weighted averaging of contemporaneous data». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 441 (4): 3009–3017. arXiv:1405.0160. DOI:10.1093/mnras/stu803. Bibcode2014MNRAS.441.3009D.
  9. (1980) «Asymptotic approximations for stellar nonradial pulsations». The Astrophysical Journal Supplement Series 43: 469. DOI:10.1086/190678. Bibcode1980ApJS...43..469T.
  10. (1995) «Amplitudes of stellar oscillations: the implications for asteroseismology». Astronomy and Astrophysics 293: 87. arXiv:astro-ph/9403015. Bibcode1995A&A...293...87K.

Ссылки[править | править вики-текст]