Oscilaciones similares a las del Sol

Las oscilaciones similares a las solares son oscilaciones en estrellas que se excitan de la misma manera que las del Sol , es decir, por convección turbulenta en sus capas externas. Las estrellas que muestran oscilaciones similares a las solares se denominan osciladores similares a las solares . Las oscilaciones son modos de presión estacionaria y modos mixtos de presión-gravedad que se excitan en un rango de frecuencia, con amplitudes que siguen aproximadamente una distribución en forma de campana. A diferencia de los osciladores impulsados ​​por la opacidad, todos los modos en el rango de frecuencia se excitan, lo que hace que las oscilaciones sean relativamente fáciles de identificar. La convección superficial también amortigua los modos, y cada uno está bien aproximado en el espacio de frecuencia por una curva lorentziana, cuyo ancho corresponde a la vida útil del modo: cuanto más rápido se desintegra, más ancho es el lorentziano. Se espera que todas las estrellas con zonas de convección superficial muestren oscilaciones similares a las solares, incluidas las estrellas frías de la secuencia principal (hasta temperaturas superficiales de aproximadamente 7000 K), las subgigantes y las gigantes rojas. Debido a las pequeñas amplitudes de las oscilaciones, su estudio ha avanzado enormemente gracias a las misiones espaciales ^[1] (principalmente COROT y Kepler ).

Las oscilaciones similares a las del Sol se han utilizado, entre otras cosas, para determinar con precisión las masas y los radios de las estrellas que albergan planetas y, de este modo, mejorar las mediciones de las masas y los radios de los planetas. ^{[2] [3]}

Gigantes rojas

En las gigantes rojas se observan modos mixtos, que son en parte directamente sensibles a las propiedades del núcleo de la estrella. Estos se han utilizado para distinguir las gigantes rojas que queman helio en sus núcleos de las que todavía queman solo hidrógeno en una capa ^[4] , para mostrar que los núcleos de las gigantes rojas giran más lentamente de lo que predicen los modelos ^[5] y para limitar los campos magnéticos internos de los núcleos ^[6].

Diagramas de echelle

Diagrama escalonado del Sol que utiliza datos de modos de bajo grado angular de la Red de Oscilaciones Solares de Birmingham (BiSON). ^{[7] [8]} Los modos del mismo grado angular forman líneas aproximadamente verticales a frecuencias altas, como se espera del comportamiento asintótico de las frecuencias de los modos. ${\displaystyle \ell }$

El pico de la potencia de oscilación corresponde aproximadamente a frecuencias más bajas y órdenes radiales para estrellas más grandes. Para el Sol, los modos de mayor amplitud ocurren alrededor de una frecuencia de 3 mHz con orden , y no se observan modos mixtos. Para estrellas más masivas y más evolucionadas, los modos son de orden radial más bajo y frecuencias generales más bajas. Los modos mixtos se pueden ver en las estrellas evolucionadas. En principio, tales modos mixtos también pueden estar presentes en estrellas de secuencia principal, pero están a una frecuencia demasiado baja para ser excitados a amplitudes observables. Se espera que los modos de presión de alto orden de un grado angular dado estén espaciados aproximadamente de manera uniforme en frecuencia, con un espaciamiento característico conocido como la gran separación . ^[9] Esto motiva el diagrama echelle, en el que las frecuencias de los modos se trazan como una función de la frecuencia módulo la gran separación, y los modos de un grado angular particular forman crestas aproximadamente verticales. ${\displaystyle n_{\mathrm {max} }\approx 20}$ ${\displaystyle \ell }$ ${\displaystyle \Delta \nu }$

Relaciones de escalamiento

^{Se acepta [10]} que la frecuencia de máxima potencia de oscilación varía aproximadamente con la frecuencia de corte acústica, por encima de la cual las ondas pueden propagarse en la atmósfera estelar y, por lo tanto, no quedan atrapadas y no contribuyen a los modos estacionarios. Esto da

${\displaystyle \nu _{\mathrm {max} }\propto {\frac {g}{\sqrt {T_{\mathrm {eff} }}}}}$

De manera similar, se sabe que la gran separación de frecuencias es aproximadamente proporcional a la raíz cuadrada de la densidad: ${\displaystyle \Delta \nu }$

${\displaystyle \Delta \nu \propto {\sqrt {\frac {M}{R^{3}}}}}$

Al combinarlo con una estimación de la temperatura efectiva, esto permite calcular directamente la masa y el radio de la estrella, basando las constantes de proporcionalidad en los valores conocidos para el Sol. Estas se conocen como relaciones de escala:

${\displaystyle M\propto {\frac {\nu _{\mathrm {max} }^{3}}{\Delta \nu ^{4}}}T_{\mathrm {eff} }^{3/2}}$

${\displaystyle R\propto {\frac {\nu _{\mathrm {max} }}{\Delta \nu ^{2}}}T_{\mathrm {eff} }^{1/2}}$

De manera equivalente, si se conoce la luminosidad de la estrella, entonces la temperatura se puede reemplazar a través de la relación de luminosidad del cuerpo negro , que da ${\displaystyle L\propto R^{2}T_{\mathrm {eff} }^{4}}$

${\displaystyle M\propto {\frac {\nu _{\mathrm {max} }^{12/5}}{\Delta \nu ^{14/5}}}L^{3/10}}$

${\displaystyle R\propto {\frac {\nu _{\mathrm {max} }^{4/5}}{\Delta \nu ^{8/5}}}L^{1/10}}$

Algunos osciladores brillantes similares a los del Sol

• Proción
• Alfa Centauri A y B
• Mu Hércules

Véase también

• Astrosismología
• Heliosismología
• Estrellas variables

Referencias

1. Chaplin, WJ; Miglio, A. (2013). "Asterosismología de estrellas de tipo solar y gigantes rojas". Revista anual de astronomía y astrofísica . 51 (1): 353–392. arXiv : 1303.1957 . Código Bibliográfico :2013ARA&A..51..353C. doi :10.1146/annurev-astro-082812-140938. S2CID  119222611.
2. Davies, GR; et al. (2016). "Frecuencias de oscilación para 35 estrellas de tipo solar que albergan planetas utilizando técnicas bayesianas y aprendizaje automático". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 456 (2): 2183–2195. arXiv : 1511.02105 . Bibcode :2016MNRAS.456.2183D. doi : 10.1093/mnras/stv2593 .
3. Silva Aguirre, V.; et al. (2015). "Edades y propiedades fundamentales de las estrellas anfitrionas de exoplanetas de Kepler a partir de la asterosismología". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 452 (2): 2127–2148. arXiv : 1504.07992 . Bibcode :2015MNRAS.452.2127S. doi : 10.1093/mnras/stv1388 .
4. Beding, Timothy R. ; et al. (2011). "Modos de gravedad como una forma de distinguir entre estrellas gigantes rojas que queman hidrógeno y helio". Nature . 471 (7340): 608–11. arXiv : 1103.5805 . Bibcode :2011Natur.471..608B. doi :10.1038/nature09935. PMID  21455175. S2CID  4338871.
5. Beck, Paul G.; et al. (2012). "Rotación rápida del núcleo en estrellas gigantes rojas según lo revelado por los modos mixtos dominados por la gravedad". Nature . 481 (7379): 55–7. arXiv : 1112.2825 . Bibcode :2012Natur.481...55B. doi :10.1038/nature10612. PMID  22158105. S2CID  4310747.
6. Fuller, J.; Cantiello, M.; Stello, D.; Garcia, RA; Bildsten, L. (2015). "La asterosismología puede revelar fuertes campos magnéticos internos en estrellas gigantes rojas". Science . 350 (6259): 423–426. arXiv : 1510.06960 . Bibcode :2015Sci...350..423F. doi :10.1126/science.aac6933. PMID  26494754. S2CID  17161151.
7. Broomhall, A.-M.; et al. (2009). "Frecuencias definitivas del modo p del Sol como estrella: 23 años de observaciones de BiSON". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 396 (1): L100–L104. arXiv : 0903.5219 . Código Bibliográfico :2009MNRAS.396L.100B. doi : 10.1111/j.1745-3933.2009.00672.x . S2CID  18297150.
8. Davies, GR; Chaplin, WJ; Elsworth, Y.; Hale, SJ (2014). "Preparación de datos BiSON: una corrección para la extinción diferencial y el promedio ponderado de datos contemporáneos". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 441 (4): 3009–3017. arXiv : 1405.0160 . Código Bibliográfico :2014MNRAS.441.3009D. doi : 10.1093/mnras/stu803 .
9. Tassoul, M. (1980). "Aproximaciones asintóticas para pulsaciones estelares no radiales". The Astrophysical Journal Supplement Series . 43 : 469. Bibcode :1980ApJS...43..469T. doi : 10.1086/190678 .
10. Kjeldsen, H.; Beding, TR (1995). "Amplitudes de las oscilaciones estelares: implicaciones para la asterosismología". Astronomía y Astrofísica . 293 : 87. arXiv : astro-ph/9403015 . Código Bibliográfico :1995A&A...293...87K.

Enlaces externos

• Apuntes de conferencias sobre oscilaciones estelares publicados por J. Christensen-Dalsgaard ( Universidad de Aarhus , Dinamarca)