1 / 61

PULSACJE GWIAZDOWE

PULSACJE GWIAZDOWE. semestr zimowy 2012/2013 Jadwiga Daszyńska-Daszkiewicz. LITERATURA : 1. Unno E., Osaki Y., Ando H., Saio H., Shibahashi H., 1989, Nonradial Oscillations of Stars 2. Cox J. P., 1980, Theory of Stellar Pulsation

Download Presentation

PULSACJE GWIAZDOWE

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript


  1. PULSACJE GWIAZDOWE semestr zimowy 2012/2013 Jadwiga Daszyńska-Daszkiewicz

  2. LITERATURA: • 1. UnnoE., Osaki Y., Ando H., Saio H., Shibahashi H., 1989, • Nonradial Oscillations of Stars • 2. Cox J. P., 1980, Theory of Stellar Pulsation • 3. Jørgen Christensen-Dalsgaard, 2003, LectureNotes on • Stellar Oscillations • 4. Wykładyprof. W. Dziembowskiego • 5. Publikacje: A&A, ApJ, AcA, MNRAS, astro-ph • 6. C. Aerts, Jørgen Christensen-Dalsgaard, D. Kurtz, 2010, Asteroseismology

  3. RAMOWY PLAN WYKŁADU 1. Podstawowewłasnościoscylacjiigwiazdowych. Wybranezagadnieniamatematyczne. 2. Typygwiazdpulsujących. 3. Pulsacjeadiabatyczne. 4. Pulsacjenieadiabatyczne. 5. Mechanizmynapędzaniapulsacji. 6. Efektyrotacji.

  4. RAMOWY PLAN WYKŁADU 7. Pulsacyjnezmiany obserwowanychcharakterystyk: zmianyblasku, profiliiliniiwidmowych 8. Analizaperiodogramowa. 9. Metodyidentyfikacji modów pulsacjii. 10. Helioseismologia 11. Asteroseismologia.

  5. Gwiazda pulsująca - gwiazda, której zmienność spowodowana jest przez zachodzące w niejpulsacje, czyli przez istnienie falhydrodynamicznych (akustycznych lub/i grawitacyjnych) Zmianyjasności lub/iprędkości radialnej

  6. Mody oscylacji (pulsacyjne)– drgania odpowiadające różnym możliwym częstotliwością (okresom)

  7. Dwa ważne wyniki teorii pulsacji: • występowanie częstości harmonicznych • gwiazdy mogą pulsować nieradialnie

  8. pulsacje radialne - gwiazda zmienia swój promień, ale we wszystkich fazach zachowana jest symetria sferyczna pulsacje nieradialne - gwiazda jest podzielona na sektory drgające w przeciwnych fazach niż sąsiednie i przesuwające się po powierzchni gwiazdy

  9. Dany mod pulsacji jest określony przez nm oraz trzy liczby kwantowe : n, , m. nm=2nm – częstotliwość kołowa n - radialny rząd modu - stopień modu, =0,1,2, … m - rząd azymutalny, |m| 

  10. n – liczba węzłów w kierunku radialnym, węzły te są koncentrycznymi sferami wewnątrz gwiazdy

  11. 1-wymiarowe oscylacje Fundamentalny Pierwszy owerton Drugi owerton węzły Don Kurtz

  12. 2-wymiarowe oscylacje radialne Fundamentalny Pierwszy owerton Drugi owerton Don Kurtz

  13. pulsacje radialne z n=2

  14. 2-wymiarowe oscylacje nieradialne mod dipolowy modkwadrupolowy Don Kurtz

  15. Radialne i nieradialne oscylacje 2-wymiarowe - całkowita liczba płaszczyzn węzłowych przecinających powierzchnię gwiazdy -|m| - liczba płaszczyzn równoleżnikowych Don Kurtz

  16. w gwieździe harmonika  owerton bo cs  const, cs T/ Cefeidy klasyczne P2/P1=0.71 gwiazdy typu  Scuti P2/P1=0.77

  17. - całkowita liczba płaszczyzn węzłowych przecinających powierzchnię gwiazdy -|m| - liczba płaszczyzn równoleżnikowych

  18. 3-wymiarowe oscylacje nieradialne =6

  19.  = 1, m=0  = 1, m=1 Tim Bedding

  20.  = 2, m=1  = 2, m=2 Tim Bedding

  21.  = 3, m=0  = 3, m=1  = 3, m=2  = 3, m=3 Tim Bedding

  22.  = 4, m=1  = 4, m=2  = 4, m=4 Tim Bedding

  23.  = 5, m=0  = 5, m=2  = 5, m=3 Tim Bedding

  24.  = 8, m=1  = 8, m=2  = 8, m=3 Tim Bedding

  25. FUNKCJE KULISTE Zależności kątowe zmian wielkości fizycznych możemy opisać za pomocą funkcji kulistych (harmonik sferycznych): Ym( , )= NmPm(cos )eim Założenia:  amplituda pulsacji jest mała  gwiazda ma kształt sferycznie-symetryczny

  26. Ym( , )– zupełny zbiór funkcji ortonormalnych zdefiniowanych na sferze

  27. Pm(cos )- stowarzyszone funkcje Legendre’a Nm – czynnik normujący dobrany tak, aby dla danego , harmoniki sferyczne tworzyły bazę ortonormalną

  28. Zaburzenie dowolnego parametru skalarnego, np. temperatury,dla pojedynczego modu oscylacji, możemy zapisać w postaci  T/T =fn(r) Ym( , ) exp(-inmt) fn(r) –radialna funkcja własna

  29. Harmoniki sferyczne stopni dla  = 1, 2, 3, m=0,1,2,3przy = 0 W. A. Dziembowski

  30. =0 – oscylacje radialne (szczególny przypadek oscylacji nieradialnych) =1 – dipol =2 – kwadrupol n>0 – mody akustyczne (ciśnieniowe) (p) n=0 – mody podstawowe (f) n<0 – mody grawitacyjne (g) n=0 - mod fundamentalny dla >1 n=1 - pierwszy overton n=2 - drugi overton itd. dla =0 mody są numerowane od n=1

  31. m>0 mody współbieżne (prograde), poruszają się zgodnie z rotacja gwiazdy m<0mody przeciwbieżne (retrograde) m=0 mody strefowe (zonal or axisymmetric modes) = |m| mody sektoralne (sectoral modes) pozostale przypadki–mody teseralne (tesseral modes)

  32. Mody normalne są opisane przez n i  (degeneracja 2+1). Rotacja, pole magnetyczne itp. wprowadzają rozszczepienie. Wpływ rotacji na pulsacje będzie dyskutowany na osobnym wykładzie

  33. PODSTAWOWE UKŁADY WSPÓŁRZĘDNYCH • układ współrotujący z gwiazdą • układ nieruchomy • układ związany z obserwatorem

  34. Układ współrotujący z gwiazdą Zakładamy, że gwiazda rotuje ze stałą częstością kątową  0 wokół osi {\vec }.Wprowadzamy rotujący, prawoskrętny, ortogonalny układ współlrzędnych kartezjańskich (x'',y'',z'') o początku w środku gwiazdy i osi z'' odpowiadającej {\vec }. Współrzędne sferyczne (r'',  '',  '') mają oś biegunową pokrywającą się z osią z''.

  35. Układ nieruchomy Prawoskrętny, ortogonalny układ o współrzędnych kartezjańskich (x',y',z') i początku w środku gwiazdy, oraz osi z' odpowiadającej z''. Osie x'' i x' oraz y'' i y' są zgodne w chwili t0 = 0. Współrzędne sferyczne (r',  ',  ') mają taką samą oś biegunową jak w poprzednim układzie.

  36. Układ związany z obserwatorem Prawoskrętny, inercjalny, ortogonalny układ o współrzędnych kartezjańskich (x, y, z) i początku w środku gwiazdy. Oś z jest skierowana w kierunku do obserwatora, a oś y pokrywa się z y'. Oznacza to, że osie z, z',x, x' leżą w tej samej płaszczyźnie. Kąt i między osiami z i z' nazywamy kątem inklinacji gwiazdy i mierzymy dodatnio od z do z'; i [0o,180o]. Współrzędne sferyczne (r,  ,  ) mają oś biegunową pokrywającą się z kierunkiem do obserwatora.

  37. TRANSFORMACJE MIĘDZY UKŁADAMI Związek pomiędzy układem współrotującym z gwiazdą a układem nieruchomym możemy dla współrzędnych sferycznych r''=r' ''=  ' ''=' - t Przejście między układami (r', ', ') i (r, ,  )jest bardziej złożone.

  38. Położenie dwóch układów ortokartezjańskich względem siebie,o wspólnym początku, tej samej skali i orientacji, jest określoneprzez dziewięć kątów Które pozwalają na wyrażenie jednych współrzędnych (x,y,z) przez drugie (x’,y’,z’)

  39. Ponieważ zachodzą następujące relacje: Tylko trzy kąty są niezależne, są to kąty Eulera(, ,  ).  =(Oy,ON)  =(Oz,Oz’)  =(ON,Oy’), ON - krawędź przecięcia się płaszczyzn xOy i x’Oy’

  40. Z’  Z Y O X’    N M Y’   X M’ Kąty Eulera - 0 - 

  41. Zapisy macierzowe opisujące kolejne obroty mają postać Współczynniki przekształcenia(Smirnow, 1962)

  42. W przypadku układu związanego z obserwatorem oś y pokrywa się z y', a osie z, z',x, x' leżą w tej samej płaszczyźnie. Czyli: ==0, =i

  43. Macierztransformacjimiędzyukładami (r',', ') i (r,, )

  44. Element powierzchni i jego normalna

  45. Składowe elementu masy

  46. Składowe elementu powierzchni gwiazdy pulsującej

  47. Funkcjekuliste w różnychukładachodniesienia Hamermesh 1968 OR –operator związany z grupą obrotów o kąty Eulera (, , ). W naszym przypadku: ==0 =i. dmk– reprezentacje grupy obrotów dm0– funkcjami Wignera (k=0).

  48. Funkcje Wignera,dm0, dla =1,2

  49. Funkcje Wignera,dm0, dla =3

More Related