02.04.2022

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

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 m a x ≈ 20 {displaystyle n_{mathrm {max} }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 ℓ {displaystyle ell } должны быть почти равномерно распределены по частотам, характерные промежутки обозначаются как Δ ν {displaystyle Delta u } . Данные выводы свидетельствуют о целесообразности построения эшелле-диаграммы, на которой моды с определенным значением ℓ {displaystyle 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,

ν m a x ∝ g T e f f . {displaystyle u _{mathrm {max} }propto {frac {g}{sqrt {T_{mathrm {eff} }}}}.}

Аналогично, Δ ν {displaystyle Delta u } примерно пропорционально квадрату плотности:

Δ ν ∝ M R 3 . {displaystyle Delta u 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 ∝ ν m a x 3 Δ ν 4 T e f f 3 / 2 , {displaystyle Mpropto {frac { u _{mathrm {max} }^{3}}{Delta u ^{4}}}T_{mathrm {eff} }^{3/2},} R ∝ ν m a x Δ ν 2 T e f f 1 / 2 {displaystyle Rpropto {frac { u _{mathrm {max} }}{Delta u ^{2}}}T_{mathrm {eff} }^{1/2}}

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

M ∝ ν m a x 12 / 5 Δ ν 14 / 5 L 3 / 10 , {displaystyle Mpropto {frac { u _{mathrm {max} }^{12/5}}{Delta u ^{14/5}}}L^{3/10},} R ∝ ν m a x 4 / 5 Δ ν 8 / 5 L 1 / 10 . {displaystyle Rpropto {frac { u _{mathrm {max} }^{4/5}}{Delta u ^{8/5}}}L^{1/10}.}

Примеры ярких звёзд с солнцеподобными осцилляциями

  • Процион
  • Альфа Центавра A и B
  • Мю Геркулеса

Имя:*
E-Mail:
Комментарий: