Введение

Изучение колебаний в звездах

Астеросейсмология – это изучение колебаний в звездах. Звезды обладают множеством резонансных мод и частот, и траектория звуковых волн, проходящих сквозь звезду, зависит от скорости звука, которая, в свою очередь, определяется локальной температурой и химическим составом. Поскольку возникающие колебательные моды чувствительны к различным областям звезды, они предоставляют астрономам информацию о её внутреннем строении, которое иным образом невозможно получить непосредственно из общих характеристик, таких как светимость и температура поверхности. Астеросейсмология тесно связана с гелиосейсмологией – изучением звездных пульсаций, в частности, на Солнце. Хотя обе дисциплины основаны на одной и той же физической базе, для Солнца доступно больше информации, качественно отличающейся от получаемой при изучении других звезд, благодаря возможности разрешить его поверхность.

Каппа-механизм

При довольно специфических условиях у некоторых звезд есть области, где тепло переносится излучением, и непрозрачность является резко убывающей функцией температуры. Этот пик непрозрачности может приводить к колебаниям посредством механизма (или клапана Эддингтона). Предположим, что в начале цикла колебаний звездная оболочка сжалась. Расширяясь и незначительно охлаждаясь, слой в области пика непрозрачности становится более непрозрачным, поглощает больше излучения и нагревается. Этот нагрев вызывает расширение, дальнейшее охлаждение, и слой становится еще более непрозрачным. Это продолжается до тех пор, пока скорость увеличения непрозрачности материала не замедлится, после чего захваченное в слое излучение может вырваться. Звезда сжимается, и цикл готовится начаться снова. В этом смысле непрозрачность действует как клапан, удерживающий тепло в оболочке звезды. Колебания, вызванные этим механизмом, когерентны и имеют относительно большие амплитуды. Он обуславливает колебания во многих из самых долгопериодических известных переменных звезд, включая Цефеиды и RR Lyrae.

Конвекция поверхности

В звездах с поверхностными конвекционными зонами турбулентные движения жидкости вблизи поверхности одновременно возбуждают и гасят колебания в широком диапазоне частот. Поскольку моды по своей природе стабильны, они имеют небольшие амплитуды и относительно недолговечны. Это механизм, приводящий в действие все осцилляторы, подобные Солнцу.

Конвективная блокировка

Если основание поверхностной конвективной зоны резкое, а конвективные временные масштабы медленнее пульсационных, то конвективные потоки реагируют на возмущения слишком медленно, что позволяет им нарастать до крупных, когерентных пульсаций. Этот механизм известен как конвективное блокирование и, как считается, является причиной пульсаций в переменных типа Doradus.

Приливная возбуждение

Наблюдения со спутника "Кеплер" выявили эксцентрические двойные системы, в которых колебания возникают при максимальном сближении. Эти системы известны как "звезды-сердцебиения" благодаря характерной форме их кривых блеска.

Солнечные осцилляторы

Поскольку солнечные осцилляции возбуждаются конвекцией вблизи поверхности, любые звездные осцилляции, вызванные аналогичным образом, известны как осцилляции, подобные солнечным, а сами звезды – как осцилляторы, подобные Солнцу. Однако осцилляции, подобные солнечным, также наблюдаются в evolved звездах (субгигантах и красных гигантах), которые имеют конвективные оболочки, даже несмотря на то, что эти звезды не похожи на Солнце.

Переменные цефеиды

Цефеиды — один из самых важных классов пульсирующих звёзд. Это звёзды, в ядрах которых происходит горение гелия, с массой более примерно 5 солнечных масс. Они преимущественно колеблются в основных модах, с типичными периодами от дней до месяцев. Периоды их пульсаций тесно связаны с их светимостью, поэтому можно определить расстояние до цефеиды, измерив период колебаний, вычислив светимость и сравнив её с наблюдаемой яркостью. Цефеидные пульсации возбуждаются каппа-механизмом, действующим во второй зоне ионизации гелия.

Переменные RR Lyrae

RR Лиры похожи на цефеиды, но имеют более низкую металличность (т.е. относятся к населению II) и значительно меньшую массу (примерно 0,6–0,8 солнечной). Это гиганты, сжигающие гелий в ядре, которые пульсируют в основном режиме или в первом обертоне, либо в обоих. Пульсации также обусловлены каппа-механизмом, действующим через вторую ионизацию гелия. Многие RR Лиры, включая саму RR Lyrae, демонстрируют длительные модуляции амплитуды, известные как эффект Блажко.

Звезды Дельта Скути и Гамма Дорадус

Переменные Дельта-Скути встречаются приблизительно в области пересечения классической полосы нестабильности с главной последовательностью. Обычно это карлики и субгиганты спектральных классов A и раннего F, а режимы колебаний – радиальные и нерадиальные p-моды низкого порядка, с периодами от 0,25 до 8 часов и изменениями блеска различной амплитуды. Подобно цефеидам, колебания обусловлены каппа-механизмом, действующим на вторую ионизацию гелия. Переменные SX Phoenicis рассматриваются как звёзды, бедные металлами, родственные переменным Дельта-Скути. Переменные Гамма-Дорадуса встречаются в звёздах, аналогичных звёздам красного края области переменных Дельта-Скути, как правило, раннего F-класса. Эти звёзды демонстрируют множественные частоты колебаний в диапазоне от 0,5 до 3 дней, что значительно медленнее, чем p-моды низкого порядка. Колебания Гамма-Дорадуса обычно рассматриваются как g-моды высокого порядка, возбуждаемые конвективным блокированием. Результаты, полученные с помощью космического телескопа «Кеплер», показывают, что многие звёзды Дельта-Скути также проявляют колебания Гамма-Дорадуса и, следовательно, являются гибридными.

Быстро колеблющиеся звезды Ap (roAp)

Быстро осциллирующие звёзды типа Ap имеют параметры, схожие с переменными звёздами Дельта Скути, будучи преимущественно звёздами спектральных классов A и F, но также характеризуются сильным магнитным полем и необычным химическим составом (отсюда спектральный подтип "p"). Плотные спектры их мод объясняются моделью наклонного пульсатора: частоты мод модулируются магнитным полем, которое не обязательно совпадает с осью вращения звезды (в отличие от Земли). Частоты колебательных мод составляют около 1500 мкГц, а амплитуды – несколько миллимагнитуд.

Медленно пульсирующие звезды В и переменные Бета Цефея

Медленно пульсирующие звёзды типа B (SPB) — это звёзды типа B с периодами колебаний в несколько дней, возбуждаемыми высокопорядковыми гравитационными модами посредством каппа-механизма. Переменные звезды Бета-Сефея немного горячее (и, следовательно, массивнее), также имеют моды, возбуждаемые каппа-механизмом, и дополнительно колеблются в низкопорядковых гравитационных модах с периодами в несколько часов. Оба класса осцилляторов содержат только медленно вращающиеся звёзды.

Переменные субкарликовые звезды B

Субкарликовые звезды B (sdB) по сути являются ядрами гелиевых гигантов, которые каким-то образом потеряли большую часть своих водородных оболочек, настолько, что водородная оболочка отсутствует. Они демонстрируют множественные периоды колебаний в диапазоне примерно от 1 до 10 минут и амплитуды от 0,001 до 0,3 звездной величины в видимом свете. Эти колебания представляют собой низкопорядковые p-моды, возбуждаемые каппа-механизмом, действующим в области увеличения непрозрачности железа.

Белые карлики

Белые карлики характеризуются спектральным типом, как и обычные звезды, за исключением того, что зависимость между спектральным типом и эффективной температурой не соответствует той же закономерности. Таким образом, белые карлики классифицируются по типам DO, DA и DB. Более холодные типы физически возможны, но Вселенная ещё слишком молода для того, чтобы они успели достаточно остыть. Белые карлики всех трёх типов проявляют пульсации. Пульсирующие звёзды известны как звёзды GW Virginis (переменные типа DO, иногда также называемые звёздами PG 1159), звёзды V777 Herculis (переменные типа DB) и звёзды ZZ Ceti (переменные типа DA). Все они пульсируют в модах g с низкой степенью и высоким порядком. Периоды колебаний в целом уменьшаются с ростом эффективной температуры, варьируясь примерно от 30 минут до 1 минуты. Считается, что звёзды GW Virginis и ZZ Ceti возбуждаются механизмом каппа, а звёзды V777 Herculis – конвективным блокированием.

Космические миссии

Ряд прошлых, настоящих и будущих космических аппаратов включают в свои миссии значительные исследования в области астеросейсмологии (в хронологическом порядке). WIRE – Спутник NASA, запущенный в 1999 году. Неудавшийся крупный инфракрасный телескоп, двухдюймовый звездный трекер с апертурой, использовался более десяти лет как инструмент для астеросейсмологических исследований ярких звезд. Вошел в атмосферу Земли в 2011 году. MOST – Канадский спутник, запущенный в 2003 году. Первый космический аппарат, специально предназначенный для астеросейсмологии. CoRoT – Спутник ESA, возглавляемый Францией, для поиска планет и проведения исследований в области астеросейсмологии, запущенный в 2006 году. Kepler – Космический аппарат NASA для поиска планет, запущенный в 2009 году, переоборудованный в K2 после выхода из строя второго реактивного колеса, что помешало телескопу продолжать наблюдение за одним и тем же участком неба. BRITE – Созвездие наноспутников, используемых для изучения самых ярких пульсирующих звезд. Первые два спутника были запущены 25 февраля 2013 года. TESS – Планетарный искатель NASA, запущенный в 2018 году, который будет проводить обзор ярких звезд на большей части неба. PLATO – Запланированная миссия ESA, которая будет специально использовать астеросейсмологию для получения точных масс и радиусов транзитных планет.

Программное обеспечение

Пакет "Переменная звезда" (в языке R) предоставляет основные функции для анализа закономерностей в модах колебаний переменных звезд. Также предусмотрен пользовательский интерфейс для экспериментов с синтетическими данными.