550 likes | 724 Views
ASTEROSEJSMOLOGIA. Sesja Corot, 13 stycznia 2007 Jadwiga Daszyńska-Daszkiewicz Instytut Astronomiczny, Uniwersytet Wrocławski. European H elio- and Asteroseismology Network. Partnerzy. CZYM ZAJMUJE SIĘ HELAS ?. Global na Heliose j smolog ia Lo k al na Heliose j smolog ia
E N D
ASTEROSEJSMOLOGIA Sesja Corot, 13 stycznia 2007 Jadwiga Daszyńska-Daszkiewicz Instytut Astronomiczny, Uniwersytet Wrocławski
CZYM ZAJMUJE SIĘ HELAS ? • Globalna Heliosejsmologia • Lokalna Heliosejsmologia • Asterosejsmologia • Nauczanie i popularyzacja
Sir Arthur Eddington (1882 – 1944) „Wydaje się, że głębokie wnętrze Słońca i gwiazd jest mniej dostępne do badań niż jakikolwiek obszar we Wszechświecie”
Asterosejsmologia badanie wnętrz gwiazdowych na podstawie obserwowanych częstotliwości oscylacji
aster – gr. gwiazda seismos – gr. trzęsienie, wstrząsy logos – gr. słowo, nauka Heliosejsmologia helios – gr. Słońce
Gwiazda pulsująca- gwiazda, której zmienność spowodowana jest przez zachodzące w niej pulsacje, czyli istnienie fal akustycznych lub/i grawitacyjnych Obserwowanym przejawem tego zjawiska są zmianyjasnościlub/iprędkości radialnej.
1. samowzbudzanie 2. poprzez zewnętrzną siłę Ad. 1. w gwieździe są obszary, które działają jak silnik cieplny, np. Pulsacje klasycznych cefeid Ad. 2. wzbudzanie stochastyczne przez turbulentną konwekcję np. oscylacje typu słonecznego
Warstwa napędzająca musi znajdować się na odpowiedniej głębokości geometrycznej. Warstwa położona zbyt płytko ilość energii zaabsorbowanej przez rzadką materię jest niewystarczająca dla podtrzymania pulsacji Warstwa położona zbyt głęboko amplituda zmian temperatury jest bardzo mała i warstwa pochłonie zbyt mało energii, aby być wydajna
Gwiazda gorętsza niż Teff~7500K ma strefy częściowej jonizacji zbyt blisko powierzchni. W gwieździe chłodniejszej niż Teff~5500K konwekcja powstrzymuje gromadzenie ciepła i ciśnienia. log (L/L) Niebieska granica klasycznego pasa niestabilności Czerwona granica klasycznego pasa niestabilności log Teff
gwiazdy pulsujące różnych typów na diagramie H-R J. Christensen-Dalsgaard
Źródłem fal dźwiękowych jest stochastyczne pole prędkości w warstwach konwektywnych, gdzie ruch odbywa się z prędkością bliską prędkości dźwięku. Fale takie propagują się do wnętrza i tworzą fale stojące.
Oscylacje słoneczne sądrganiami tłumionymi wzbudzanymi stochastycznie przezkonwekcję. Główny efekt wzbudzania zachodzi w cienkiej warstwie podfotosferycznej , gdzie prędkości ruchów turbulentnych są zbliżone do prędkości dźwięku,cs.
Słońce jako gwiazda pulsująca 5 min oscylacje Słońca odkryto w 1962. amplitudy zmian jasności: ~2 mag amplitudy zmian prędkości radialnej: ~20 cm/s okresy oscylacji: 3-25 min czas życia: rzędu dni, tygodni liczba modów: rzedu 107
1-wymiarowe oscylacje Fundamentalny Pierwszy owerton Drugi owerton węzły Don Kurtz
2-wymiarowe oscylacje radialne Fundamentalny Pierwszy owerton Drugi owerton
2-wymiarowe oscylacje nieradialne dipol=1 kwadrupol=2
= 1, m=0 = 1, m=1 Tim Bedding
= 3, m=0 = 3, m=1 = 3, m=2 = 3, m=3
= 4, m=1 = 4, m=2 = 4, m=4
= 5, m=0 = 5, m=2 = 5, m=3
= 8, m=1 = 8, m=2 = 8, m=3
CZY MOŻEMY SŁYSZEĆ PULSACJE GWIAZDOWE ? NIE !
ALE MOŻEMY OBSERWOWAĆ EFEKTY PULSACJI
Mira ( Cet ) - pierwsza gwiazda pulsująca odkryta w 1596 przez Davida Fabriciusa. jasność obserwowana: od +3.5 do +9 mag, okres 332 dni
Asterosejsmologia Amplituda Częstotliwości pulsacji [c/d]
= 2 = 20 = 75 = 25 http://astro.phys.au.dk/helio_outreach
MODEL SEJSMICZY GWIAZDY częstotliwości teoretyczne = częstotliwości obserwowane
Jakie ograniczenia dostajemy z asterosejsmologii ? • Masa • Wiek • Skład chemiczny • efektywność konwekcji • Test danych fizyki atomowej („opacity”) • Profil rotacyjny
Heliosejsmologia Częstotliwości oscylacji dają informacje o strukturze i dynamice wnętrza Słońca.
Periodogram dla Słońca z pomiarów prędkości radialnych (eksperyment BiSON)
Czego dowiedzieliśmy z heliosejsmologii ? • Wiek Słońca • Głębokość warstwy konwektywnej • Test tablic nieprzezroczystości, równania stanu • Obfitość helu • Profil rotacyjny, z promieniem oraz na powierzchni
Rotacja Słońca w funkcji r, i zaznaczonymi szerokościami heliograficznymi, z danych MDI. J. Christensen-Dalsgaard
Rotacja Słońca J. Christensen-Dalsgaard