Oscilaciones similares al sol

Las oscilaciones de tipo solar son oscilaciones en las estrellas que se excitan de la misma manera que las del Sol , es decir, mediante convección turbulenta en sus capas exteriores. Las estrellas que muestran oscilaciones similares a las solares se denominan osciladores similares a los solares . Las oscilaciones son modos de presión estacionaria y modos mixtos de presión y gravedad que se excitan en un rango de frecuencia, y las amplitudes 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 están excitados, 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 mediante una curva de Lorentz, cuyo ancho corresponde a la vida útil del modo: cuanto más rápido decae, más amplia es la lorentziana. Se espera que todas las estrellas con zonas de convección superficial muestren oscilaciones similares a las del sol, incluidas las estrellas frías de la secuencia principal (hasta temperaturas superficiales de aproximadamente 7000 K), subgigantes y 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 de tipo solar se han utilizado, entre otras cosas, para determinar con precisión las masas y los radios de las estrellas que albergan planetas y así 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 en parte son directamente sensibles a las propiedades centrales de la estrella. Estos se han utilizado para distinguir las gigantes rojas que queman helio en sus núcleos de aquellas que todavía sólo queman 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 la campos magnéticos internos de los núcleos ^[6]

diagramas de Echelle

Un diagrama de Echelle para el Sol, utilizando datos para modos de grados angulares bajos de la Red de Oscilaciones Solares de Birmingham (BiSON). ^{[7] [8]} Los modos del mismo grado angular forman líneas aproximadamente verticales en altas frecuencias, 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 más bajas en general. Se pueden ver modos mixtos en las estrellas evolucionadas. En principio, estos modos mixtos también pueden estar presentes en estrellas de la secuencia principal, pero tienen una frecuencia demasiado baja para excitarse hasta alcanzar amplitudes observables. Se espera que los modos de presión de alto orden de un grado angular determinado tengan una frecuencia aproximadamente uniforme, con un espaciado característico conocido como gran separación . ^[9] Esto motiva el diagrama de Echelle, en el que las frecuencias de modo se trazan en función del módulo de frecuencia de 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 escala

Se acepta que la frecuencia de la potencia máxima de oscilación ^[10] varía aproximadamente con la frecuencia de corte acústico, 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: ${\displaystyle \Delta \nu }$

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

Cuando se combina con una estimación de la temperatura efectiva, esto permite resolver directamente la masa y el radio de la estrella, basando las constantes de proporcionalidad en los valores conocidos del Sol. Éstas 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 mediante la relación de luminosidad del cuerpo negro , lo 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 al sol

• Proción
• Alfa Centauri A y B
• Mu Hérculis

Ver también

• astrosismología
• heliosismología
• estrellas variables

Referencias

1. Chaplin, WJ; Miglio, A. (2013). "Asteroseismología de estrellas de tipo solar y gigantes rojas". Revista Anual de Astronomía y Astrofísica . 51 (1): 353–392. arXiv : 1303.1957 . Código Bib : 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 que albergan planetas de tipo solar Kepler utilizando técnicas bayesianas y aprendizaje automático". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 456 (2): 2183–2195. arXiv : 1511.02105 . Código bibliográfico : 2016MNRAS.456.2183D. doi :10.1093/mnras/stv2593.
3. Silva Aguirre, V.; et al. (2015). "Edades y propiedades fundamentales de las estrellas anfitrionas del exoplaneta Kepler desde la astrosismología". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 452 (2): 2127–2148. arXiv : 1504.07992 . Código Bib : 2015MNRAS.452.2127S. doi :10.1093/mnras/stv1388.
4. Ropa de cama, Timothy R .; et al. (2011). "Los modos de gravedad como una forma de distinguir entre estrellas gigantes rojas que queman hidrógeno y helio". Naturaleza . 471 (7340): 608–11. arXiv : 1103.5805 . Código Bib :2011Natur.471..608B. doi : 10.1038/naturaleza09935. PMID  21455175. S2CID  4338871.
5. Beck, Paul G.; et al. (2012). "Rotación rápida del núcleo en estrellas gigantes rojas revelada por modos mixtos dominados por la gravedad". Naturaleza . 481 (7379): 55–7. arXiv : 1112.2825 . Código Bib :2012Natur.481...55B. doi : 10.1038/naturaleza10612. PMID  22158105. S2CID  4310747.
6. Más completo, J.; Cantiello, M.; Estelo, D.; García, RA; Bildsten, L. (2015). "La astrosismología puede revelar fuertes campos magnéticos internos en estrellas gigantes rojas". Ciencia . 350 (6259): 423–426. arXiv : 1510.06960 . Código Bib : 2015 Ciencia... 350.. 423F. doi : 10.1126/ciencia.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". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 396 (1): L100–L104. arXiv : 0903.5219 . Código Bib : 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". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 441 (4): 3009–3017. arXiv : 1405.0160 . Código Bib : 2014MNRAS.441.3009D. doi :10.1093/mnras/stu803.
9. Tassoul, M. (1980). "Aproximaciones asintóticas para pulsaciones estelares no radiales". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 43 : 469. Código bibliográfico : 1980ApJS...43..469T. doi : 10.1086/190678 .
10. Kjeldsen, H.; Ropa de cama, TR (1995). "Amplitudes de las oscilaciones estelares: las implicaciones para la astrosismología". Astronomía y Astrofísica . 293 : 87. arXiv : astro-ph/9403015 . Código Bib : 1995A y A...293...87K.

enlaces externos

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