Asteroseismologia - Asteroseismology

Diferentes modos de oscilação têm diferentes sensibilidades para a estrutura de uma estrela. Ao observar vários modos, pode-se, portanto, inferir parcialmente a estrutura interna de uma estrela.

Asteroseismologia é o estudo das oscilações nas estrelas. Como os diferentes modos de oscilação de uma estrela são sensíveis a diferentes partes da estrela, eles informam os astrônomos sobre a estrutura interna da estrela, o que de outra forma não seria diretamente possível a partir de propriedades gerais como brilho e temperatura da superfície. A asteroseismologia está intimamente relacionada com a heliossismologia , o estudo das oscilações estelares especificamente no sol . Embora ambos sejam baseados na mesma física subjacente, mais informações qualitativamente diferentes estão disponíveis para o Sol porque sua superfície pode ser resolvida.

Bases teóricas

Um diagrama de propagação para um modelo solar padrão mostrando onde as oscilações têm um caractere de modo g (azul) ou onde os modos de dipolo têm um caractere de modo p (laranja). Entre cerca de 100 e 400 µHz, os modos teriam potencialmente duas regiões oscilantes: essas são conhecidas como modos mistos . A linha tracejada mostra a frequência de corte acústica, calculada a partir de uma modelagem mais precisa, e acima da qual os modos não ficam presos na estrela e, grosso modo, não ressoam.

Perturbando linearmente as equações que definem o equilíbrio mecânico de uma estrela (ou seja, conservação de massa e equilíbrio hidrostático ) e assumindo que as perturbações são adiabáticas, pode-se derivar um sistema de quatro equações diferenciais cujas soluções fornecem a frequência e a estrutura dos modos de oscilação de uma estrela . A estrutura estelar é geralmente assumida como esfericamente simétrica, então o componente horizontal (isto é, não radial) das oscilações é descrito por harmônicos esféricos , indexados por um grau angular e ordem azimutal . Em estrelas não rotativas, os modos com o mesmo grau angular devem todos ter a mesma frequência porque não existe um eixo preferido. O grau angular indica o número de linhas nodais na superfície estelar, portanto, para grandes valores de , os setores opostos se cancelam, tornando difícil detectar variações de luz. Como consequência, os modos só podem ser detectados até um grau angular de cerca de 3 em intensidade e cerca de 4 se observados em velocidade radial. ${\ displaystyle \ ell}$${\ displaystyle m}$${\ displaystyle \ ell}$

Além disso, assumindo que a perturbação do potencial gravitacional é desprezível (a aproximação de Cowling ) e que a estrutura da estrela varia mais lentamente com o raio do que o modo de oscilação, as equações podem ser reduzidas aproximadamente a uma equação de segunda ordem para o componente radial do autofunção de deslocamento , ${\ displaystyle \ xi _ {r}}$

${\ displaystyle {\ frac {d ^ {2} \ xi _ {r}} {dr ^ {2}}} = {\ frac {\ omega ^ {2}} {c_ {s} ^ {2}}} \ left (1 - {\ frac {N ^ {2}} {\ omega ^ {2}}} \ right) \ left ({\ frac {S _ {\ ell} ^ {2}} {\ omega ^ {2 }}} - 1 \ direita) \ xi _ {r}}$

onde é a coordenada radial na estrela, é a frequência angular do modo de oscilação, é a velocidade do som dentro da estrela, é Brunt – Väisälä ou frequência de flutuabilidade e é a frequência de Lamb. Os dois últimos são definidos por ${\ displaystyle r}$${\ displaystyle \ omega}$${\ displaystyle c_ {s}}$${\ displaystyle N}$${\ displaystyle S _ {\ ell}}$

${\ displaystyle N ^ {2} = g \ left ({\ frac {1} {\ Gamma _ {1} P}} {\ frac {dp} {dr}} - {\ frac {1} {\ rho} } {\ frac {d \ rho} {dr}} \ right)}$

e

${\ displaystyle S _ {\ ell} ^ {2} = {\ frac {\ ell (\ ell +1) c_ {s} ^ {2}} {r ^ {2}}}}$

respectivamente. Por analogia com o comportamento de osciladores harmônicos simples, isso implica que soluções oscilantes existem quando a frequência é maior ou menor que e . Identificamos o primeiro caso como modos de pressão de alta frequência (modos p) e o último como modos de gravidade de baixa frequência (modos g). ${\ displaystyle S _ {\ ell}}$${\ displaystyle N}$

Essa separação básica nos permite determinar (com precisão razoável) onde esperamos que tipo de modo de ressonância em uma estrela. Traçando as curvas e (para dado ), esperamos que os modos p ressoem em frequências abaixo de ambas as curvas ou frequências acima de ambas as curvas. ${\ displaystyle \ omega = N}$${\ displaystyle \ omega = S _ {\ ell}}$${\ displaystyle \ ell}$

Mecanismos de excitação

${\ displaystyle \ kappa}$ -mecanismo

Sob condições bastante específicas, algumas estrelas têm regiões onde o calor é transportado por radiação e a opacidade é uma função da temperatura que diminui drasticamente. Esta opacidade colisão pode conduzir a oscilações através -mechanism (ou válvula Eddington ). Suponha que, no início de um ciclo de oscilação, o envelope estelar tenha se contraído. Ao expandir e resfriar ligeiramente, a camada na saliência de opacidade se torna mais opaca, absorve mais radiação e aquece. Este aquecimento causa expansão, resfriamento adicional e a camada se torna ainda mais opaca. Isso continua até que a opacidade do material pare de aumentar tão rapidamente, ponto em que a radiação aprisionada na camada pode escapar. A estrela se contrai e o ciclo se prepara para recomeçar. Nesse sentido, a opacidade atua como uma válvula que retém o calor no envelope da estrela. ${\ displaystyle \ kappa}$

As pulsações impulsionadas pelo -mecanismo são coerentes e têm amplitudes relativamente grandes. Ele dirige as pulsações em muitas das estrelas variáveis ​​mais conhecidas, incluindo as variáveis Cefeida e RR Lyrae . ${\ displaystyle \ kappa}$

Convecção de superfície

Em estrelas com zonas de convecção na superfície, os movimentos turbulentos dos fluidos próximos à superfície simultaneamente excitam e amortecem as oscilações em uma ampla faixa de frequência. Como os modos são intrinsecamente estáveis, eles têm amplitudes baixas e têm vida relativamente curta. Este é o mecanismo de acionamento de todos os osciladores do tipo solar.

Bloqueio Convectivo

Se a base de uma zona de convecção de superfície for nítida e as escalas de tempo de convecção mais lentas do que as escalas de tempo de pulsação, os fluxos convectivos reagem muito lentamente a perturbações que podem se transformar em pulsações grandes e coerentes. Este mecanismo é conhecido como bloqueio convectivo e acredita-se que conduza as pulsações nas variáveis ​​Doradus. ${\ displaystyle \ gamma}$

Excitação das marés

As observações do satélite Kepler revelaram sistemas binários excêntricos nos quais as oscilações são excitadas durante a aproximação mais próxima. Esses sistemas são conhecidos como estrelas de batimento cardíaco por causa da forma característica das curvas de luz.

Tipos de osciladores

Osciladores do tipo solar

Como as oscilações solares são impulsionadas por convecção próxima à superfície, quaisquer oscilações estelares causadas de forma semelhante são conhecidas como oscilações do tipo solar e as próprias estrelas como osciladores do tipo solar . No entanto, oscilações semelhantes às do Sol também ocorrem em estrelas evoluídas (subgigantes e gigantes vermelhas), que têm envoltórios convectivos, embora as estrelas não sejam semelhantes ao Sol .

Variáveis ​​cefeidas

As variáveis ​​cefeidas são uma das classes mais importantes de estrelas pulsantes. Eles são estrelas que queimam o núcleo do hélio com massas acima de cerca de 5 massas solares. Eles oscilam principalmente em seus modos fundamentais, com períodos típicos que variam de dias a meses. Seus períodos de pulsação estão intimamente relacionados com suas luminosidades, então é possível determinar a distância a uma Cefeida medindo seu período de oscilação, computando sua luminosidade e comparando-o com seu brilho observado.

As pulsações das cefeidas são excitadas pelo mecanismo kappa que atua na segunda zona de ionização do hélio.

Variáveis ​​RR Lyrae

RR Lyraes são semelhantes às variáveis ​​Cefeidas, mas de menor metalicidade (isto é, População II ) e massas muito menores (cerca de 0,6 a 0,8 tempo solar). Eles são gigantes que queimam hélio central e oscilam em um ou ambos os modos fundamentais ou primeiro som harmônico. As oscilações também são impulsionadas pelo mecanismo kappa que atua por meio da segunda ionização do hélio. Muitos RR Lyraes, incluindo o próprio RR Lyrae, mostram modulações de amplitude de longo período, conhecidas como efeito Blazhko .

Estrelas Delta Scuti e Gamma Doradus

As variáveis ​​Delta Scuti são encontradas aproximadamente onde a faixa de instabilidade clássica cruza a sequência principal. Eles são tipicamente anãs e subgigantes do tipo A a F inicial e os modos de oscilação são modos de pressão radial e não radial de ordem inferior, com períodos que variam de 0,25 a 8 horas e variações de magnitude em qualquer lugar entre eles. Assim como as variáveis ​​cefeidas, as oscilações são impulsionadas pelo mecanismo kappa que atua na segunda ionização do hélio.

As variáveis ​​SX Phoenicis são consideradas parentes pobres em metais das variáveis ​​Delta Scuti.

Variáveis ​​Gamma Doradus ocorrem em estrelas semelhantes à extremidade vermelha das variáveis ​​Delta Scuti, geralmente do tipo F inicial. As estrelas mostram múltiplas frequências de oscilação entre cerca de 0,5 e 3 dias, o que é muito mais lento do que os modos de pressão de baixa ordem. As oscilações Gamma Doradus são geralmente consideradas modos de gravidade de alta ordem, excitadas por bloqueio convectivo.

Seguindo os resultados do Kepler , parece que muitas estrelas Delta Scuti também mostram oscilações Gamma Doradus e, portanto, são híbridas.

Estrelas Ap (roAp) de oscilação rápida

Estrelas Ap de oscilação rápida têm parâmetros semelhantes às variáveis ​​Delta Scuti, sendo a maioria do tipo A e F, mas também são fortemente magnéticas e quimicamente peculiares (daí o subtipo espectral p ). Seus espectros de modo denso são entendidos em termos do modelo do pulsador oblíquo : as frequências do modo são moduladas pelo campo magnético, que não está necessariamente alinhado com a rotação da estrela (como é o caso da Terra). Os modos de oscilação têm frequências em torno de 1500 μHz e amplitudes de alguns mmag.

Estrelas B de pulsação lenta e variáveis ​​Beta Cephei

As estrelas B de pulsação lenta (SPB) são estrelas do tipo B com períodos de oscilação de alguns dias, entendidos como modos de gravidade de alta ordem excitados pelo mecanismo kappa. Variáveis ​​Beta Cephei são ligeiramente mais quentes (e, portanto, mais massivas), também têm modos excitados pelo mecanismo kappa e adicionalmente oscilam em modos de gravidade de baixa ordem com períodos de várias horas. Ambas as classes de osciladores contêm apenas estrelas de rotação lenta.

Variável subdanã B estrelas

As estrelas subanãs B (sdB) são, em essência, os núcleos de gigantes que queimam o núcleo de hélio que, de alguma forma, perderam a maior parte de seus invólucros de hidrogênio, a ponto de não haver nenhuma concha queimando hidrogênio. Eles têm vários períodos de oscilação que variam entre cerca de 1 e 10 minutos e amplitudes em qualquer lugar entre 0,001 e 0,3 mag na luz visível. As oscilações são modos de pressão de baixa ordem, excitados pelo mecanismo kappa que atua na saliência de opacidade do ferro.

Anãs brancas

As anãs brancas são caracterizadas pelo tipo espectral, assim como estrelas comuns, exceto que a relação entre o tipo espectral e a temperatura efetiva não corresponde da mesma maneira. Assim, as anãs brancas são conhecidas pelos tipos DO, DA e DB. Tipos mais frios são fisicamente possíveis, mas o Universo é muito jovem para que eles tenham esfriado o suficiente. As anãs brancas de todos os três tipos pulsam. Os pulsadores são conhecidos como estrelas GW Virginis (variáveis ​​DO, às vezes também conhecidas como estrelas PG 1159), estrelas V777 Herculis (variáveis ​​DB) e estrelas ZZ Ceti (variáveis ​​DA). Todos pulsam em modos g de baixo grau e alta ordem. Os períodos de oscilação diminuem amplamente com a temperatura efetiva, variando de cerca de 30 min a cerca de 1 minuto. Acredita-se que as estrelas GW Virginis e ZZ Ceti sejam excitadas pelo mecanismo kappa; V777 Herculis estrela por bloqueio convectivo.

Missões espaciais

Uma série de espaçonaves passadas, presentes e futuras têm estudos de asteroseismologia como uma parte significativa de suas missões (ordem cronológica).

• WIRE - Um satélite da NASA lançado em 1999. Um grande telescópio infravermelho que falhou, o rastreador de estrelas com abertura de duas polegadas foi usado por mais de uma década como um instrumento de asteroseismologia de estrelas brilhantes. Reentrada na atmosfera da Terra em 2011.
• MOST - Um satélite canadense lançado em 2003. A primeira espaçonave dedicada à asteroseismologia.
• CoRoT - A francesa levou ESA planeta-finder e Sismologia satélite lançado em 2006.
• Kepler - A NASA nave espacial planeta-finder lançado em 2009, reaproveitado como K2 desde o fracasso de uma segunda roda de reação impediu o telescópio de continuar a monitorizar o mesmo campo.
• BRITE - Uma constelação de nanosatélites usada para estudar as estrelas oscilantes mais brilhantes. Os primeiros dois satélites foram lançados em 25 de fevereiro de 2013.
• TESS - Um localizador de planetas da NASA que pesquisará estrelas brilhantes na maior parte do céu, lançado em 2018.
• PLATO - Uma missão planejada da ESA que explorará especificamente a asteroseismologia para obter massas e raios precisos de planetas em trânsito.

Veja também

• Sismologia  - estudo científico de terremotos e propagação de ondas elásticas através de um planeta

Referências

Leitura adicional

• Aerts, Conny; Christensen-Dalsgaard, Jørgen; Kurtz, Donald (2010). Asteroseismologia . Biblioteca de Astronomia e Astrofísica. Dordrecht, Nova York: Springer. ISBN   978-1-4020-5803-5 .
• Christensen-Dalsgaard, Jørgen. "Notas de aula sobre oscilações estelares" . Retirado em 5 de junho de 2015 .
• Pijpers, Frank P. (2006). Methods in Helio- and Asteroseismology . Londres: Imperial College Press. ISBN   978-1-8609-4755-1 .

Programas

O pacote Variable Star (em linguagem R) fornece as funções principais para os padrões analisados ​​nos modos de oscilação de estrelas variáveis. Uma IU para experimentação com dados sintéticos também é fornecida.