Русская Википедия: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[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
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 <math>n_\mathrm{max}\approx20</math>, 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 <math>\ell</math> должны быть почти равномерно распределены по частотам, характерные промежутки обозначаются как <math>\Delta\nu</math>[9]. Данные выводы свидетельствуют о целесообразности построения эшелле-диаграммы, на которой моды с определенным значением <math>\ell</math> образуют почти вертикальные полосы.
Масштабные соотношения
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,
- <math>\nu_\mathrm{max}\propto\frac{g}{\sqrt{T_\mathrm{eff}}}.</math>
Аналогично, <math>\Delta\nu</math> примерно пропорционально квадрату плотности:
- <math>\Delta\nu\propto\sqrt{\frac{M}{R^3}}.</math>
При имеющейся оценке эффективной температуры данные соотношения позволяют оценить массу и радиус звезды на основе коэффициентов пропорциональности, полученных из данных о Солнце:
- <math>M\propto\frac{\nu_\mathrm{max}^3}{\Delta\nu^4}T_\mathrm{eff}^{3/2},</math>
- <math>R\propto\frac{\nu_\mathrm{max}}{\Delta\nu^2}T_\mathrm{eff}^{1/2}</math>
Также, если известна светимость звезды, то температуру можно заменить на основе соотношения между светимостью абсолютно чёрного тела, его радиусом и температурой <math>L\propto R^2T_\mathrm{eff}^4</math>, что даёт выражения
- <math>M\propto\frac{\nu_\mathrm{max}^{12/5}}{\Delta\nu^{14/5}}L^{3/10},</math>
- <math>R\propto\frac{\nu_\mathrm{max}^{4/5}}{\Delta\nu^{8/5}}L^{1/10}.</math>
Примеры ярких звёзд с солнцеподобными осцилляциями
Примечания
Ссылки
- Lecture Notes on Stellar Oscillations published by Jørgen Christensen-Dalsgaard] (Aarhus University, Denmark)
