La astrosismología es el estudio de las oscilaciones de las estrellas. Las estrellas tienen muchos modos y frecuencias de resonancia , y la trayectoria de las ondas sonoras que pasan a través de una estrella depende de la velocidad del sonido , que a su vez depende de la temperatura local y la composición química. Debido a que los modos de oscilación resultantes son sensibles a diferentes partes de la estrella, informan a los astrónomos sobre la estructura interna de la estrella, lo que de otro modo no sería 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 la pulsación estelar específicamente en el Sol . Aunque ambos se basan en la misma física subyacente, hay más información disponible y cualitativamente diferente sobre el Sol porque su superficie puede resolverse.
Perturbando 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. . Generalmente se supone que la estructura estelar es esféricamente simétrica, por lo que la componente horizontal (es decir, no radial) de las oscilaciones se describe mediante armónicos esféricos , indexados por un grado angular y un orden azimutal . En las estrellas que no giran, 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 sólo 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 insignificante (la aproximación de Cowling ) y que la estructura de la estrella varía más lentamente con el radio que el modo de oscilación, las ecuaciones se pueden reducir aproximadamente a una ecuación de segundo orden para la componente radial de la función propia de desplazamiento ,
Esta separación básica nos permite determinar (con una precisión razonable) dónde esperamos que tipo de modo resuene en una estrella. Al trazar las curvas y (para dado ), esperamos que los modos p resuenen en frecuencias por debajo de ambas curvas o en frecuencias por encima de ambas curvas.
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 drásticamente. Este aumento de opacidad puede generar oscilaciones a través del mecanismo (o válvula de Eddington ). Supongamos que, al comienzo de un ciclo de oscilación, la envoltura 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 una expansión, un mayor enfriamiento 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.
Las pulsaciones impulsadas por el mecanismo son coherentes y tienen amplitudes relativamente grandes. Impulsa las pulsaciones en muchas de las estrellas variables más antiguas conocidas, incluidas las variables Cefeida y RR Lyrae .
En estrellas con zonas de convección superficial, los movimientos de fluidos turbulentos cerca de la superficie excitan y amortiguan simultáneamente oscilaciones en un amplio rango de frecuencia. [2] [3] Debido a que los modos son intrínsecamente estables, tienen amplitudes bajas y una vida relativamente corta. Este es el mecanismo impulsor de todos los osciladores de tipo solar.
Si la base de una zona de convección superficial es aguda y las escalas de tiempo de la convección son más lentas que las escalas de tiempo de las pulsaciones, los flujos convectivos reaccionan demasiado lentamente a las perturbaciones que pueden convertirse en pulsaciones grandes y coherentes. Este mecanismo se conoce como bloqueo convectivo [4] y se cree que genera pulsaciones en las variables Doradus. [5]
Las observaciones del satélite Kepler revelaron sistemas binarios excéntricos en los que se excitan oscilaciones durante la aproximación más cercana. [6] Estos sistemas se conocen como estrellas latidos debido a la forma característica de las curvas de luz.
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, también se producen oscilaciones de tipo solar en estrellas evolucionadas (subgigantes y gigantes rojas), que tienen envolturas convectivas, aunque las estrellas no sean similares al Sol .
Las variables cefeidas son una de las clases más importantes de estrellas pulsantes. Son estrellas que queman helio en el núcleo con masas superiores a aproximadamente 5 masas solares. Oscilan principalmente en sus modos fundamentales, con períodos típicos que van de 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.
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 el tiempo solar). Son gigantes centrales que queman helio y oscilan en uno o ambos de sus modos fundamentales o primer sobretono. La oscilación también es impulsada por el mecanismo kappa que actúa a través de la segunda ionización del helio. Muchos RR Lyrae, incluido el propio RR Lyrae, muestran modulaciones de amplitud de período largo, conocidas como efecto Blazhko .
Las variables Delta Scuti se encuentran aproximadamente donde la franja de inestabilidad clásica cruza la secuencia principal. Por lo general, son enanas y subgigantes de tipo A a F temprano y los modos de oscilación son modos de presión radial y no radial de bajo orden, con períodos que varían de 0,25 a 8 horas y variaciones de magnitud en cualquier punto intermedio. [ se necesita aclaración ] 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, lo cual 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 el bloqueo convectivo.
Según los resultados de Kepler , parece que muchas estrellas Delta Scuti también muestran oscilaciones Gamma Doradus y, por tanto, son híbridas. [7] [8]
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 en modo denso se entienden en términos del modelo de pulsador oblicuo : las frecuencias del modo son moduladas por el campo magnético, que no está necesariamente alineado con la rotación de la estrella (como es el caso en la Tierra). Los modos de oscilación tienen frecuencias de alrededor de 1500 μHz y amplitudes de unos pocos mmag.
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 tanto más masivas), también tienen modos excitados por el mecanismo kappa y además oscilan en modos de gravedad de orden inferior con períodos de varias horas. Ambas clases de osciladores contienen sólo estrellas que giran lentamente.
Las estrellas subenanas B (sdB) son, en esencia, núcleos de gigantes que queman helio en su núcleo y que de alguna manera han perdido la mayor parte de sus envolturas de hidrógeno, hasta el punto de que no existe una capa que queme hidrógeno. Tienen múltiples períodos de oscilación que oscilan entre 1 y 10 minutos y amplitudes 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 la protuberancia de opacidad del hierro.
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 los 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. Se ha descubierto que 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 orden alto y bajo. Los períodos de oscilación disminuyen ampliamente con la temperatura efectiva, oscilando desde aproximadamente 30 min hasta aproximadamente 1 minuto. Se cree que las estrellas GW Virginis y ZZ Ceti están excitadas por el mecanismo kappa; Estrellas V777 Herculis por bloqueo convectivo.
Varias naves espaciales pasadas, presentes y futuras tienen estudios de astrosismología como parte importante de sus misiones (en orden cronológico).
El paquete Variable Star (en lenguaje R) proporciona las funciones principales para analizar patrones en los modos de oscilación de estrellas variables. También se proporciona una interfaz de usuario para experimentar con datos sintéticos.
