Астросейсмологія (від грецького ἀστήρ «зірка», σεισμός «землетрус» и -λογία «вчення») — наука, яка вивчає внутрішню структуру зір шляхом дослідження частотних спектрів їх коливань. Зорі мають багато резонансних мод і частот, а траєкторія звукових хвиль, що проходять крізь зорю, залежить від локальної швидкості звуку, яка, своєю чергою, визначається локальною температурою та хімічним складом. Оскільки різні моди коливань чутливі до різних ділянок зорі, вони дають астрономам інформацію про її внутрішню структуру, яку неможливо безпосередньо визначити іншими способами.
Астросейсмологія тісно пов'язана з геліосейсмологією — вивченням пульсацій Сонця. Хоча обидві галузі ґрунтуються на однаковій фізиці, для Сонця доступно більше інформації й вона набагато детальніша й різноманітніша, оскільки його поверхню можна розрізнити.
Теоретичні основи
Лінеаризуючи рівняння, що описують механічну рівновагу зорі (тобто рівняння збереження маси та гідростатичної рівноваги), і припускаючи адіабатичність збурень, можна отримати систему з чотирьох диференціальних рівнянь, розв'язки яких задають частоти й структуру мод коливань зорі. Зазвичай вважають, що структура зорі сферично симетрична, тому горизонтальну (тобто нерадіальну) складову коливань описують сферичні гармоніки, які задаються кутовим числом і азимутальним числом . У нерухомих зорях моди з однаковим кутовим числом мають однакову частоту, оскільки відсутня привілейована вісь. Кутове число визначає кількість вузлових ліній на поверхні зорі, тому для великих значень різні ділянки зорі приблизно компенсують одна одну, що ускладнює виявлення змін інтеегральної світності. Як наслідок, моди можна спостерігати лише до кутового числа близько 3 за інтенсивністю і приблизно до 4 — за радіальною швидкістю.
Додатково припускаючи, що збуренням гравітаційного потенціалу можна знехтувати (наближення Коулінга), і що структура зорі змінюється з радіусом повільніше, ніж сама мода коливань, рівняння можна приблизно звести до одного диференціального рівняння другого порядку для радіальної компоненти власної функції зміщення ,де — радіальна координата в зорі, — кутова частота моди коливань, — швидкість звуку всередині зорі, — частота Брента — Вяйсяля (частота плавучості), а — частота Лемба. Останні дві величини визначаються яктаАналогічно до поведінки простих гармонічних осциляторів коливальні розв'язки існують тоді, коли частота або більша, або менша за обидві величини і . Перший випадок відповідає високочастотним тисковим модам (p-модам), а другий — низькочастотним гравітаційним модам (g-модам).
Такий базовий поділ дає змогу з достатньою точністю визначити, в яких ділянках зорі очікувати резонанс тих чи інших мод. Якщо побудувати криві і (для заданого ), то p-моди резонують при частотах, менших за обидві криві або більших за обидві криві.
Каппа-механізм
За досить специфічних умов у деяких зорях існують області, де тепло переноситься випромінюванням, а непрозорість різко зменшується зі зростанням температури. Це може збуджувати коливання через -механізм (або «клапан Еддінгтона»). Припустімо, що на початку циклу коливань оболонка зорі стиснена. Під час розширення і незначного охолодження речовина стає непрозорішою, поглинає більше випромінювання й нагрівається. Це нагрівання спричиняє подальше розширення, ще більше охолодження, і шар стає ще непрозорішим. Процес триває, поки непрозорість речовини не перестає так швидко зростати, після чого випромінювання, захоплене в непрозорому шарі, може вийти назовні. Зоря стискається, і цикл починається знову. У цьому сенсі непрозорість діє як клапан, що утримує тепло в оболонці зорі. Пульсації, збуджені -механізмом, є когерентними і мають відносно великі амплітуди. Цей механізм зумовлює пульсації багатьох давно відомих змінних зір, зокрема цефеїд і змінних типу RR Ліри.
Поверхнева конвекція
У зорях із поверхневими конвективними зонами турбулентні рухи речовини поблизу поверхні одночасно збуджують і гасять коливання в широкому діапазоні частот. Оскільки такі моди внутрішньо стабільні, вони мають малі амплітуди і відносно короткий час життя. Це механізм збудження для всіх осциляторів сонцеподібного типу.
Конвективне блокування
Якщо нижня межа поверхневої конвективної зони є різкою, а характерні часи конвекції більші за часи пульсацій, конвективні потоки реагують надто повільно на збурення, які можуть наростати до великих когерентних пульсацій. Цей механізм називають конвективним блокуванням і вважають, що він збуджує пульсації у змінних типу γ Золотої Риби.
Припливне збудження
Спостереження космічного телескопа «Кеплер» виявили подвійні системи з високим ексцентриситетом, в яких коливання збуджуються припливними силами під час найближчого зближення компонентів. Такі системи відомі як «пульс-зорі» () через характерну форму кривих блиску.
Типи змінності зір
Сонцеподібні осциляції зумовлені конвекцією поблизу поверхні. Такі коливання трапляються і в зорях на пізніших еволюційних стадіях, ніж Сонце, наприклад, у субгігантах і червоних гігантах, які теж мають конвективні оболонки.
Одним із найважливіших класів пульсуючих зір є цефеїди. Це зорі, в ядрах яких відбувається горіння гелію. Вони мають маси понад приблизно 5 . Вони переважно коливаються на основній моді, з типовими періодами від днів до місяців. Періоди їхніх пульсацій тісно пов'язані зі світністю, тому, вимірявши період і обчисливши світність, можна визначити відстань до цефеїди, порівнявши її зі спостережуваною яскравістю, використовуючи цефеїди як стандартні свічки. Пульсації цефеїд зумовлені каппа-механізмом, що діє в зоні другого іонізаційного переходу гелію.
Зорі типу RR Ліри подібні до цефеїд, але мають нижчу металічність (тобто належать до населення II) і значно менші маси (близько 0,6—0,8 маси Сонця). Це гіганти з горінням гелію в ядрі, які коливаються на основній моді або на першій гармоніці. Пульсації також зумовлені каппа-механізмом через другий іонізаційний перехід гелію. Багато таких зір, зокрема сама RR Ліри, демонструють довгоперіодичні модуляції амплітуди, відомі як ефект Блажка.
Змінні типу δ Щита розташовані приблизно там, де класична смуга нестійкості перетинає головну послідовність. Це, як правило, карлики і субгіганти спектральних класів від A до раннього F. Їхні моди коливань — це радіальні та нерадіальні p-моди низького порядку з періодами від 0,25 до 8 годин. Як і у випадку цефеїд, пульсації зумовлює каппа-механізм у зоні другого іонізаційного переходу гелію. Змінні типу SX Фенікса вважають бідними на метали аналогами змінних типу δ Щита. Змінні типу γ Золотої Риби трапляються в зорях, подібних до «червоного краю» області змінних типу δ Щита, зазвичай у ранньму типі F. Вони демонструють кілька частот коливань із періодами приблизно від 0,5 до 3 діб, що значно повільніше за p-моди низького порядку. Вважають, що це високопорядкові g-моди, збуджені конвективним блокуванням. За результатами місії «Кеплер», багато змінних типу δ Щита також демонструють коливання типу γ Золотої Риби і тому є гібридними об'єктами.
Швидко осцилюючі Ap-зорі мають подібні параметри до змінних типу δ Щита, зазвичай належать до спектральних класів A і F, але також характеризуються сильними магнітними полями та хімічною пекулярністю (звідси індекс p в назві). Їхні щільні спектри осциляційних мод пояснює «модель нахиленого пульсатора» (): частоти мод модулюються магнітним полем, яке не обов'язково узгоджене з віссю обертання зорі (як це відбувається на Земля). Частоти коливань становлять близько 1500 мкГц, а амплітуди — кілька тисячних зоряної величини.
Повільно пульсуючі зорі спектрального класу B — це зорі спектрального класу B з періодами коливань кілька діб. Їх інтерпретують як гравітаційні моди високого порядку, збуджені каппа-механізмом. Змінні типу β Цефея дещо гарячіші (а отже, масивніші), також мають моди, збуджені каппа-механізмом, і додатково коливаються на гравітаційних модах низького порядку з періодами кілька годин. Обидва класи осциляторів містять лише зорі з повільним обертанням.
Субкарлики спектрального класу B є ядрами гігантів з горінням гелію в ядрі, які з певних причин втратили більшу частину своїх водневих оболонок настільки, що воднева оболонка вже не підтримує горіння. Вони мають багато періодів коливань у діапазоні приблизно від 1 до 10 хвилин й амплітуди від 0.001 до 0.3 зоряної величини у видимому діапазоні. Коливання належать до p-мод низького порядку і збуджуються каппа-механізмом, що діє завдяки непрозорості частково йонізованих атомів заліза.
Білі карлики класифікують за спектральним типом подібно до звичайних зір, однак відповідність між спектральним типом і ефективною температурою тут інша. Тому білі карлики позначають спектральними класами DO, DA і DB. Холодніші типи також фізично можливі, але Всесвіт ще надто молодий, щоб вони встигли достатньо охолонути. Усі три типи білих карликів виявляють пульсації. Пульсатори відомі як змінні типу GW Діви (спектрального класу DO, інколи також відомі як зорі PG 1159), змінні типу V777 Геркулеса (спектрального класу DB) і змінні типу ZZ Кита (спектрального класу DA). Усі вони пульсують у g-модах високого порядку з малими значеннями порядку гармоніки. Періоди коливань загалом зменшуються зі зростанням ефективної температури — приблизно від 30 хвилин до близько 1 хвилини. Вважають, що змінні типу GW Діви і ZZ Кита збуджуються каппа-механізмом, а зорі V777 Herculis — механізмом конвективного блокування.
Космічні місії
Низка минулих, поточних і майбутніх космічних апаратів включають астросейсмологію як важливу складову своїх місій (у хронологічному порядку).
SOHO — спільний космічний апарат НАСА і ЄКА. Був запущений в 1995 році для вивчення Сонця. — супутник НАСА, запущений 1999 року. Через відмову великого інфрачервоного телескопа його зоряний трекер з апертурою 2 дюйми використовували понад десять років як інструмент астросейсмології яскравих зір. Увійшов в атмосферу Землі у 2011 році. MOST — супутник Канадського аерокосмічного агентства, запущений у 2003 році. Перший космічний апарат, спеціально присвячений астросейсмології. CoRoT — супутник для пошуку планет і астросейсмології під керівництвом CNES за участю ЄКА, запущений 2006 року. Космічний телескоп «Кеплер» — апарат НАСА для пошуку планет, запущений у 2009 році; після відмови другого реакційного колеса працював у режимі K2, що не дозволяв довго спостерігати одне й те саме поле. — угруповання наносупутників для дослідження найяскравіших пульсуючих зір. Перші два супутники запущено 25 лютого 2013 року. TESS — апарат НАСА для пошуку планет, запущений 2018 року, що оглядає яскраві зорі на більшій частині неба. PLATO — місія ЄСА, яка має використовувати астросейсмологію для точного визначення мас і радіусів транзитних планет; запуск заплановано на 2026 рік.
Див. також Сейсмологія Геліосейсмологія<div>
Примітки
Література
Посилання Asteroseismology.org Variable Star — пакет мовою R, що надає основні функції для аналізу закономірностей у модах коливань змінних зір.