Oscilaciones de tipo solar - Solar-like oscillations

Las oscilaciones de tipo solar son oscilaciones en estrellas distantes 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 de tipo solar se denominan osciladores de tipo solar . Las oscilaciones son modos de presión estacionaria y presión mixta-gravedad que se excitan en un rango de frecuencia, con las amplitudes siguiendo aproximadamente una distribución en forma de campana. A diferencia de los osciladores controlados por opacidad, todos los modos en el rango de frecuencia están excitados, lo que hace que las oscilaciones sean relativamente fáciles de identificar. La convección de la superficie también amortigua los modos, y cada uno está bien aproximado en el espacio de frecuencias mediante una curva de Lorentz, cuyo ancho corresponde a la vida útil del modo: cuanto más rápido decae, más amplio es el Lorentziano. 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 (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.

En las gigantes rojas, se observan modos mixtos , que son en parte 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 solo están quemando hidrógeno en una capa, para mostrar que los núcleos de las gigantes rojas giran más lentamente de lo que predicen los modelos y para restringir los campos magnéticos internos de los núcleos.

Diagramas de Echelle

Un diagrama de Echelle para el Sol, usando datos para modos de bajo grado angular de la Red de Oscilaciones Solares de Birmingham (BiSON). Los modos del mismo grado angular forman líneas aproximadamente verticales a altas frecuencias, como se esperaba del comportamiento asintótico de las frecuencias modales.

{\ 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 amplitud más altos 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. Los modos mixtos se pueden ver en las estrellas evolucionadas. En principio, estos modos mixtos también pueden estar presentes en las estrellas de la secuencia principal, pero tienen una frecuencia demasiado baja para excitarse a amplitudes observables. Se espera que los modos de presión de orden superior de un grado angular dado estén espaciados aproximadamente de manera uniforme en frecuencia, con un espaciado característico conocido como separación grande . Esto motiva el diagrama de Echelle , en el que las frecuencias modales se trazan como una función de la frecuencia módulo la gran separación, y los modos de un grado angular particular forman crestas aproximadamente verticales. ${\ Displaystyle n _ {\ mathrm {max}} \ aproximadamente 20}$ ${\ Displaystyle \ ell}$ ${\ Displaystyle \ Delta \ nu}$

Relaciones de escala

Se acepta que la frecuencia de la potencia de oscilación máxima 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 de reposo. 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. Estos 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 ${\ Displaystyle L \ propto R ^ {2} T _ {\ mathrm {eff}} ^ {4}}$