Солнцеподобные осцилляции

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 (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.

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, для доказательства того, что ядра красных гигантов вращаются медленнее, чем предсказывают модели, и для получения ограничений для оценок внутренних магнитных полей в ядрах звёзд.

Эшелле-диаграммы

Эшелле-диаграмма для Солнца, построенная по данным Birmingham Solar Oscillations Network (BiSON). Моды с одинаковым угловым числом $\ell$ 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 $n_{\mathrm{m}\mathrm{a}\mathrm{x}}\approx 20$, 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 $\ell$ должны быть почти равномерно распределены по частотам, характерные промежутки обозначаются как $\mathrm{\Delta }\nu$. Данные выводы свидетельствуют о целесообразности построения эшелле-диаграммы, на которой моды с определенным значением $\ell$ образуют почти вертикальные полосы.

Масштабные соотношения

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

${\nu }_{\mathrm{m}\mathrm{a}\mathrm{x}}\propto \frac{g}{\sqrt{T_{\mathrm{e}\mathrm{f}\mathrm{f}}}}.$

Аналогично, $\mathrm{\Delta }\nu$ примерно пропорционально квадрату плотности:

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

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

$M\propto \frac{{\nu }_{\mathrm{m}\mathrm{a}\mathrm{x}}^3}{\mathrm{\Delta }{\nu }^4}{T}_{\mathrm{e}\mathrm{f}\mathrm{f}}^{3/2},$

$R\propto \frac{{\nu }_{\mathrm{m}\mathrm{a}\mathrm{x}}}{\mathrm{\Delta }{\nu }^2}{T}_{\mathrm{e}\mathrm{f}\mathrm{f}}^{1/2}$

Также, если известна светимость звезды, то температуру можно заменить на основе соотношения между светимостью абсолютно чёрного тела, его радиусом и температурой $L\propto R^2{T}_{\mathrm{e}\mathrm{f}\mathrm{f}}^4$, что даёт выражения

$M\propto \frac{{\nu }_{\mathrm{m}\mathrm{a}\mathrm{x}}^{12/5}}{\mathrm{\Delta }{\nu }^{14/5}}{L}^{3/10},$

$R\propto \frac{{\nu }_{\mathrm{m}\mathrm{a}\mathrm{x}}^{4/5}}{\mathrm{\Delta }{\nu }^{8/5}}{L}^{1/10}.$

Примеры ярких звёзд с солнцеподобными осцилляциями

• Процион
• Альфа Центавра A и B
• Мю Геркулеса

Ссылки

• Lecture Notes on Stellar Oscillations published by Jørgen Christensen-Dalsgaard] (Aarhus University, Denmark)