Солнечные колебания - Solar-like oscillations

Солнечные колебания находятся колебания в далеком звезды которые возбуждены так же, как и солнце, а именно бурными конвекция в его внешних слоях. Звезды, которые демонстрируют солнечные колебания, называются солнечные генераторы. Колебания представляют собой режимы постоянного давления и смешанные моды давления и гравитации, которые возбуждаются в определенном диапазоне частот с амплитудами, примерно соответствующими колоколообразному распределению. В отличие от генераторов, управляемых непрозрачностью, возбуждаются все моды в частотном диапазоне, что позволяет относительно легко идентифицировать колебания. Поверхностная конвекция также демпфирует моды, и каждая из них хорошо аппроксимируется в частотном пространстве кривой Лоренца, ширина которой соответствует времени жизни моды: чем быстрее она затухает, тем шире лоренцево. Ожидается, что все звезды с зонами поверхностной конвекции будут демонстрировать солнечные колебания, включая холодные звезды главной последовательности (до температуры поверхности около 7000 К), субгиганты и красные гиганты. Из-за небольшой амплитуды колебаний их изучение значительно продвинулось благодаря космическим миссиям.^[1] (в основном COROT и Кеплер ).

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

В красных гигантах, смешанный наблюдаются моды, которые отчасти напрямую зависят от основных свойств звезды. Они использовались, чтобы отличить 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 сердечников^[6]

Диаграммы Эшеля

An Echelle диаграмма для Солнца, использующая данные для низкоугловых мод из Бирмингемская сеть солнечных колебаний (Бисон).^[7][8] Режимы одинаковой угловой степени ${displaystyle ell}$ образуют примерно вертикальные линии на высоких частотах, как и следовало ожидать из асимптотического поведения частот мод.

Пик мощности колебаний примерно соответствует более низким частотам и радиальным порядкам для более крупных звезд. Для Солнца моды наивысшей амплитуды возникают около частоты 3 мГц с порядком ${displaystyle n_ {mathrm {max}} примерно 20}$, и никаких смешанных режимов 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 у эволюционировавших звезд. В принципе, такие смешанные моды могут также присутствовать в звездах главной последовательности, но они имеют слишком низкую частоту, чтобы их можно было возбуждать до наблюдаемых амплитуд. Моды давления высокого порядка заданного углового градуса ${displaystyle ell}$ как ожидается, будут примерно равномерно распределены по частоте с характерным интервалом, известным как большое разделение ${displaystyle Delta u}$.^[9] Это мотивирует диаграмма эшеля, в котором частоты мод изображены как функция частоты по модулю большого разноса, а моды с определенным угловым градусом образуют примерно вертикальные гребни.

Масштабирование отношений

Принята частота максимальной мощности колебаний.^[10] приблизительно варьироваться в зависимости от частоты отсечки звука, выше которой волны могут распространяться в атмосфере звезды и, таким образом, не захватываются и не вносят вклад в стоячие моды. Это дает

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

Точно так же большое частотное разделение ${displaystyle Delta u}$ как известно, примерно пропорционально квадратному корню из плотности:

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

В сочетании с оценкой эффективной температуры это позволяет решить непосредственно массу и радиус звезды, основываясь на константах пропорциональности на известных значениях для Солнца. Они известны как масштабирование отношений:

${displaystyle Mpropto {frac {u _ {mathrm {max}} ^ {3}} {Delta u ^ {4}}} T_ {mathrm {eff}} ^ {3/2}}$

${displaystyle Rpropto {frac {u _ {mathrm {max}}} {Delta u ^ {2}}} T_ {mathrm {eff}} ^ {1/2}}$

Точно так же, если кто-то знает светимость звезды, то температуру можно заменить с помощью соотношения светимости черного тела. ${displaystyle Lpropto R ^ {2} T_ {mathrm {eff}} ^ {4}}$, который дает

${displaystyle Mpropto {frac {u _ {mathrm {max}} ^ {12/5}} {Delta u ^ {14/5}}} L ^ {3/10}}$

${displaystyle Rpropto {frac {u _ {mathrm {max}} ^ {4/5}} {Delta u ^ {8/5}}} L ^ {1/10}}$

Смотрите также

• Астеросейсмология
• Гелиосейсмология
• Переменные звезды

Некоторые яркие солнечные генераторы

• Процион
• Альфа Центавра А и Б
• Му Геркулес

Рекомендации

внешняя ссылка

• Конспект лекций по звездным колебаниям опубликовано Дж. Кристенсен-Дальсгаард (Орхусский университет, Дания)