La astrosismología es el estudio de las oscilaciones de las estrellas. Debido a que los diferentes modos de oscilación de una estrella son sensibles a diferentes partes de la estrella, informan a los astrónomos sobre la estructura interna de la estrella, que de otro modo no es directamente posible a partir de propiedades generales como el brillo y la temperatura de la superficie. La astrosismología está estrechamente relacionada con la heliosismología , el estudio de las oscilaciones estelares específicamente en el Sol . Aunque ambos se basan en la misma física subyacente, hay más información cualitativamente diferente disponible para el Sol porque su superficie puede resolverse.
Antecedentes teóricos
Al perturbar linealmente las ecuaciones que definen el equilibrio mecánico de una estrella (es decir, conservación de masa y equilibrio hidrostático ) y suponiendo que las perturbaciones son adiabáticas, se puede derivar un sistema de cuatro ecuaciones diferenciales cuyas soluciones dan la frecuencia y estructura de los modos de oscilación de una estrella. . Por lo general, se supone que la estructura estelar es esféricamente simétrica, por lo que el componente horizontal (es decir, no radial) de las oscilaciones se describe mediante armónicos esféricos , indexados por un grado angular. y orden azimutal . En las estrellas no giratorias, los modos con el mismo grado angular deben tener todos la misma frecuencia porque no hay un eje preferido. El grado angular indica el número de líneas nodales en la superficie estelar, por lo que para valores grandes de, los sectores opuestos se cancelan aproximadamente, lo que dificulta la detección de variaciones de luz. Como consecuencia, los modos solo pueden detectarse hasta un grado angular de aproximadamente 3 en intensidad y aproximadamente 4 si se observan en velocidad radial.
Suponiendo además que la perturbación del potencial gravitacional es despreciable (la aproximación de Cowling ) y que la estructura de la estrella varía más lentamente con el radio que con el modo de oscilación, las ecuaciones pueden reducirse aproximadamente a una ecuación de segundo orden para la componente radial de la función propia de desplazamiento,
dónde es la coordenada radial en la estrella, es la frecuencia angular del modo de oscilación, es la velocidad del sonido dentro de la estrella, es el Brunt-Väisälä o frecuencia de flotabilidad yes la frecuencia de Lamb. Los dos últimos están definidos por
y
respectivamente. Por analogía con el comportamiento de los osciladores armónicos simples, esto implica que existen soluciones oscilantes cuando la frecuencia es mayor o menor que ambos. y . Identificamos el primer caso como modos de presión de alta frecuencia (modos p) y el último como modos de gravedad de baja frecuencia (modos g).
Esta separación básica nos permite determinar (con una precisión razonable) dónde esperamos qué tipo de modo resonará en una estrella. Trazando las curvas y (por dado ), esperamos que los modos p resuenen a frecuencias por debajo de ambas curvas o frecuencias por encima de ambas curvas.
Mecanismos de excitación
-mecanismo
En condiciones bastante específicas, algunas estrellas tienen regiones donde el calor es transportado por radiación y la opacidad es una función de la temperatura que disminuye considerablemente. Esta protuberancia de opacidad puede impulsar oscilaciones a través del-mecanismo (o válvula de Eddington ). Supongamos que, al comienzo de un ciclo de oscilación, la envolvente estelar se ha contraído. Al expandirse y enfriarse ligeramente, la capa en la protuberancia de opacidad se vuelve más opaca, absorbe más radiación y se calienta. Este calentamiento provoca expansión, enfriamiento adicional y la capa se vuelve aún más opaca. Esto continúa hasta que la opacidad del material deja de aumentar tan rápidamente, momento en el que la radiación atrapada en la capa puede escapar. La estrella se contrae y el ciclo se prepara para comenzar de nuevo. En este sentido, la opacidad actúa como una válvula que atrapa el calor en la envoltura de la estrella.
Pulsaciones impulsadas por el -los mecanismos son coherentes y tienen amplitudes relativamente grandes. Impulsa las pulsaciones en muchas de las estrellas variables más largas conocidas, incluidas las variables Cefeida y RR Lyrae .
Convección de superficie
En las estrellas con zonas de convección en la superficie, los movimientos de los fluidos turbulentos cerca de la superficie excitan y amortiguan simultáneamente las oscilaciones en una amplia gama de frecuencias. [2] [3] Debido a que los modos son intrínsecamente estables, tienen amplitudes bajas y son relativamente de corta duración. Este es el mecanismo de conducción en todos los osciladores de tipo solar.
Bloqueo convectivo
Si la base de una zona de convección superficial es nítida y las escalas de tiempo de convección son más lentas que las escalas de tiempo de pulsación, los flujos convectivos reaccionan demasiado lentamente a las perturbaciones que pueden acumularse en pulsaciones grandes y coherentes. Este mecanismo se conoce como bloqueo convectivo [4] y se cree que impulsa pulsaciones en elVariables de Doradus. [5]
Excitación de las mareas
Las observaciones del satélite Kepler revelaron sistemas binarios excéntricos en los que las oscilaciones se excitan durante la aproximación más cercana. [6] Estos sistemas se conocen como estrellas del latido del corazón debido a la forma característica de las curvas de luz.
Tipos de osciladores
Osciladores de tipo solar
Debido a que las oscilaciones solares son impulsadas por convección cercana a la superficie, cualquier oscilación estelar causada de manera similar se conoce como oscilaciones de tipo solar y las estrellas mismas como osciladores de tipo solar . Sin embargo, las oscilaciones de tipo solar también ocurren en estrellas evolucionadas (subgigantes y gigantes rojas), que tienen envolturas convectivas, aunque las estrellas no son similares al Sol .
Variables cefeidas
Las variables cefeidas son una de las clases más importantes de estrellas pulsantes. Son estrellas de núcleo de helio con masas superiores a aproximadamente 5 masas solares. Oscilan principalmente en sus modos fundamentales, con períodos típicos que van desde días a meses. Sus períodos de pulsación están estrechamente relacionados con sus luminosidades, por lo que es posible determinar la distancia a una cefeida midiendo su período de oscilación, calculando su luminosidad y comparándola con su brillo observado.
Las pulsaciones cefeidas son excitadas por el mecanismo kappa que actúa sobre la segunda zona de ionización del helio.
Variables de RR Lyrae
Las RR Lyraes son similares a las variables Cefeidas pero de menor metalicidad (es decir, Población II ) y masas mucho más bajas (alrededor de 0,6 a 0,8 veces solares). Son gigantes centrales que queman helio que oscilan en uno o ambos de su modo fundamental o primer sobretono. La oscilación también es impulsada por el mecanismo kappa que actúa a través de la segunda ionización del helio. Muchos RR Lyraes, incluido el propio RR Lyrae, muestran modulaciones de amplitud de largo período, conocidas como efecto Blazhko .
Estrellas Delta Scuti y Gamma Doradus
Las variables Delta Scuti se encuentran aproximadamente donde la franja de inestabilidad clásica se cruza con la secuencia principal. Por lo general, son enanas y subgigantes de tipo A a F tempranas y los modos de oscilación son modos de presión radiales y no radiales de orden bajo, con períodos que van desde 0,25 a 8 horas y variaciones de magnitud en cualquier punto intermedio. [ aclaración necesaria ] Al igual que las variables Cefeidas, las oscilaciones son impulsadas por el mecanismo kappa que actúa sobre la segunda ionización del helio.
Las variables SX Phoenicis se consideran parientes pobres en metales de las variables Delta Scuti.
Las variables Gamma Doradus ocurren en estrellas similares al extremo rojo de las variables Delta Scuti, generalmente de tipo F temprano. Las estrellas muestran múltiples frecuencias de oscilación entre aproximadamente 0,5 y 3 días, que es mucho más lento que los modos de presión de bajo orden. Generalmente se piensa que las oscilaciones de Gamma Doradus son modos de gravedad de alto orden, excitados por bloqueo convectivo.
Siguiendo los resultados de Kepler , parece que muchas estrellas Delta Scuti también muestran oscilaciones Gamma Doradus y, por lo tanto, son híbridas. [7] [8]
Estrellas Ap (roAp) de oscilación rápida
Las estrellas Ap que oscilan rápidamente tienen parámetros similares a las variables Delta Scuti, en su mayoría de tipo A y F, pero también son fuertemente magnéticas y químicamente peculiares (de ahí el subtipo espectral p ). Sus espectros de modo denso se entienden en términos del modelo de pulsador oblicuo : las frecuencias del modo están moduladas por el campo magnético, que no está necesariamente alineado con la rotación de la estrella (como es el caso de la Tierra). Los modos de oscilación tienen frecuencias de alrededor de 1500 μHz y amplitudes de unos pocos mmag.
Estrellas B de pulsación lenta y variables Beta Cephei
Las estrellas B (SPB) de pulsación lenta son estrellas de tipo B con períodos de oscilación de unos pocos días, entendidos como modos de gravedad de alto orden excitados por el mecanismo kappa. Las variables Beta Cephei son ligeramente más calientes (y por lo tanto más masivas), también tienen modos excitados por el mecanismo kappa y además oscilan en modos de gravedad de bajo orden con períodos de varias horas. Ambas clases de osciladores contienen solo estrellas que giran lentamente.
Estrellas B subenanas variables
Las estrellas subenanas B (sdB) son, en esencia, los núcleos de gigantes que queman helio y que de alguna manera han perdido la mayoría de sus envolturas de hidrógeno, en la medida en que no hay una capa que queme hidrógeno. Tienen múltiples períodos de oscilación que oscilan entre aproximadamente 1 y 10 minutos y amplitudes en cualquier lugar entre 0.001 y 0.3 mag en luz visible. Las oscilaciones son modos de presión de bajo orden, excitados por el mecanismo kappa que actúa sobre el golpe de opacidad del hierro.
Enanas blancas
Las enanas blancas se caracterizan por su tipo espectral, al igual que las estrellas ordinarias, excepto que la relación entre el tipo espectral y la temperatura efectiva no se corresponde de la misma manera. Así, las enanas blancas se conocen por tipos DO, DA y DB. Los tipos más fríos son físicamente posibles, pero el Universo es demasiado joven para que se hayan enfriado lo suficiente. Las enanas blancas de los tres tipos pulsan. Los pulsadores se conocen como estrellas GW Virginis (variables DO, a veces también conocidas como estrellas PG 1159), estrellas V777 Herculis (variables DB) y estrellas ZZ Ceti (variables DA). Todos pulsan en modos g de bajo grado y alto orden. Los períodos de oscilación disminuyen ampliamente con la temperatura efectiva, que van desde aproximadamente 30 minutos hasta aproximadamente 1 minuto. Se cree que las estrellas GW Virginis y ZZ Ceti están excitadas por el mecanismo kappa; V777 Herculis estrellas por bloqueo convectivo.
Misiones espaciales
Varias naves espaciales pasadas, presentes y futuras tienen estudios de astrosismología como una parte importante de sus misiones (orden cronológico).
- WIRE - Un satélite de la NASA lanzado en 1999. Un gran telescopio infrarrojo fallido, el rastreador de estrellas de dos pulgadas de apertura, se utilizó durante más de una década como un instrumento de astrosismología de estrellas brillantes. Volvió a entrar en la atmósfera de la Tierra en 2011.
- MOST - Un satélite canadiense lanzado en 2003. La primera nave espacial dedicada a la astrosismología.
- CoRoT : un satélite de astrosismología y buscador de planetas dirigido por la ESA francés lanzado en 2006.
- Kepler - Un NASA nave espacial buscador de planetas puso en marcha en 2009, reutilizados como K2 desde el fracaso de una segunda rueda de reacción impedido que el telescopio que sigue vigilando el mismo campo.
- BRITE : una constelación de nanosatélites que se utiliza para estudiar las estrellas oscilantes más brillantes. Primeros dos satélites lanzados el 25 de febrero de 2013.
- TESS : un buscador de planetas de la NASA que estudiará estrellas brillantes en la mayor parte del cielo lanzado en 2018.
- PLATO : una misión planificada de la ESA que explotará específicamente la astrosismología para obtener masas y radios precisos de los planetas en tránsito.
Ver también
- Sismología : estudio científico de los terremotos y la propagación de ondas elásticas a través de un planeta.
Referencias
- ^ Christensen-Dalsgaard, J .; Dappen, W .; Ajukov, SV y (1996), "The Current State of Solar Modeling", Science , 272 (5266): 1286–1292, Bibcode : 1996Sci ... 272.1286C , doi : 10.1126 / science.272.5266.1286 , PMID 8662456 , S2CID 35469049
- ^ Goldreich, Peter ; Keeley, Douglas A. (febrero de 1977), "Sismología solar. II - La excitación estocástica de los modos p solares por convección turbulenta", The Astrophysical Journal , 212 : 243-251, Bibcode : 1977ApJ ... 212..243G , doi : 10.1086 / 155043
- ^ Christensen-Dalsgaard, Jørgen ; Frandsen, Søren (enero de 1983), "Stellar 5 min oscilations", Solar Physics , 82 (1–2): 469–486, Bibcode : 1983SoPh ... 82..469C , doi : 10.1007 / bf00145588 , S2CID 125358311
- ^ Pesnell, W. Dean (marzo de 1987), "Un nuevo mecanismo impulsor de pulsaciones estelares", The Astrophysical Journal , 314 : 598–604, Bibcode : 1987ApJ ... 314..598P , doi : 10.1086 / 165089
- ^ Guzik, Joyce A .; Kaye, Anthony B .; Bradley, Paul A .; Cox, Arthur N .; Neuforge, Corinne (10 de octubre de 2000), "Conducir las pulsaciones en modo de gravedad en variables γ Doradus", The Astrophysical Journal Letters , 542 (1): L57 – L60, Bibcode : 2000ApJ ... 542L..57G , doi : 10.1086 / 312908
- ^ Thompson, SE; Everett, M .; Mullally, F .; Barclay, T. y (2012), "Una clase de binarios excéntricos con distorsiones de marea dinámicas descubiertas con Kepler", The Astrophysical Journal , 753 (1): 86, arXiv : 1203.6115 , Bibcode : 2012ApJ ... 753 ... 86T , doi : 10.1088 / 0004-637x / 753/1/86 , S2CID 119203028
- ^ Grigahc \ `ene, A .; Antoci, V .; Balona, L .; Catanzaro, G. y (2010), "Hybrid $ \ gamma $ Doradus - $ \ delta $ Scuti Pulsators: New Insights into the Physics of the Oscillations from Kepler Observations", The Astrophysical Journal Letters , 713 (2): L192 – L197 , arXiv : 1001.0747 , Bibcode : 2010ApJ ... 713L.192G , doi : 10.1088 / 2041-8205 / 713/2 / L192 , S2CID 56144432
- ^ Balona, LA (2014), "Frecuencias bajas en estrellas de Kepler $ \ delta $ Scuti", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 437 (2): 1476–1484, Bibcode : 2014MNRAS.437.1476B , doi : 10.1093 / mnras / stt1981
Otras lecturas
- Aerts, Conny; Christensen-Dalsgaard, Jørgen; Kurtz, Donald (2010). Astrosismología . Biblioteca de Astronomía y Astrofísica. Dordrecht, Nueva York: Springer. ISBN 978-1-4020-5803-5.
- Christensen-Dalsgaard, Jørgen. "Apuntes de conferencias sobre oscilaciones estelares" . Consultado el 5 de junio de 2015 .
- Pijpers, Frank P. (2006). Métodos en helio y astrosismología . Londres: Imperial College Press. ISBN 978-1-8609-4755-1.
Software
El paquete Variable Star (en lenguaje R) proporciona las funciones principales a los patrones analizados en los modos de oscilación de las estrellas variables. También se proporciona una interfaz de usuario para experimentar con datos sintéticos.