Солнцеподобные осцилляции

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

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 код]

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 код]

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 код]

Примечания[править | править код]

  1. Chaplin, W. J.; Miglio, A. (2013). “Asteroseismology of Solar-Type and Red-Giant Stars”. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 51: 353—392. arXiv:1303.1957. Bibcode:2013ARA&A..51..353C. DOI:10.1146/annurev-astro-082812-140938.
  2. Davies, G. R.; et al. (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. Bibcode:2016MNRAS.456.2183D. DOI:10.1093/mnras/stv2593.
  3. Silva Aguirre, V.; et al. (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. Bibcode:2015MNRAS.452.2127S. DOI:10.1093/mnras/stv1388.
  4. Bedding, Timothy R.; et al. (2011). “Gravity modes as a way to distinguish between hydrogen- and helium-burning red giant stars”. Nature. 471 (7340): 608—11. arXiv:1103.5805. Bibcode:2011Natur.471..608B. DOI:10.1038/nature09935. PMID 21455175.
  5. Beck, Paul G.; et al. (2012). “Fast core rotation in red-giant stars as revealed by gravity-dominated mixed modes”. Nature. 481 (7379): 55—7. arXiv:1112.2825. Bibcode:2012Natur.481...55B. DOI:10.1038/nature10612. PMID 22158105.
  6. Fuller, J.; Cantiello, M.; Stello, D.; Garcia, R. A.; Bildsten, L. (2015). “Asteroseismology can reveal strong internal magnetic fields in red giant stars”. Science. 350 (6259): 423—426. arXiv:1510.06960. Bibcode:2015Sci...350..423F. DOI:10.1126/science.aac6933. PMID 26494754.
  7. Broomhall, A.-M.; et al. (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. Bibcode:2009MNRAS.396L.100B. DOI:10.1111/j.1745-3933.2009.00672.x.
  8. Davies, G. R.; Chaplin, W. J.; Elsworth, Y.; Hale, S. J. (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. Bibcode:2014MNRAS.441.3009D. DOI:10.1093/mnras/stu803.
  9. Tassoul, M. (1980). “Asymptotic approximations for stellar nonradial pulsations”. The Astrophysical Journal Supplement Series. 43: 469. Bibcode:1980ApJS...43..469T. DOI:10.1086/190678.
  10. Kjeldsen, H.; Bedding, T. R. (1995). “Amplitudes of stellar oscillations: the implications for asteroseismology”. Astronomy and Astrophysics. 293: 87. arXiv:astro-ph/9403015. Bibcode:1995A&A...293...87K.

Ссылки[править | править код]