Hispanopedia Wiki
Articulo de referencia

Astrosismología

Los distintos modos de oscilación presentan diferentes sensibilidades a la estructura de una estrella. Por lo tanto, al observar múltiples modos, se puede inferir parcialmente l...

Hispanopedia WikiContenido en espanolLectura gratuita
Los distintos modos de oscilación presentan diferentes sensibilidades a la estructura de una estrella. Por lo tanto, al observar múltiples modos, se puede inferir parcialmente la estructura interna de una estrella.

La astrosismología es el estudio de las oscilaciones estelares. Las estrellas poseen numerosos modos y frecuencias de resonancia , y la trayectoria de las ondas sonoras que las atraviesan depende de la velocidad local del sonido , la cual, a su vez, depende de la temperatura y la composición química locales. Dado que los modos de oscilación resultantes son sensibles a diferentes partes de la estrella, proporcionan a los astrónomos información sobre su estructura interna, algo que no es posible determinar directamente a partir de propiedades generales como el brillo y la temperatura superficial.

La astrosismología está estrechamente relacionada con la heliosismología , el estudio de la pulsación estelar específicamente en el Sol . Si bien ambas se basan en la misma física subyacente, se dispone de información más completa y cualitativamente diferente sobre el Sol porque su superficie puede observarse con claridad.

Fundamentos teóricos

Diagrama de propagación para un modelo solar estándar [ 1 ] que muestra dónde las oscilaciones tienen un carácter de modo g (azul) o dónde los modos dipolares tienen un carácter de modo p (naranja). Entre aproximadamente 100 y 400 μHz, los modos podrían tener dos regiones de oscilación: estos se conocen como modos mixtos . La línea discontinua muestra la frecuencia de corte acústica, calculada a partir de un modelado más preciso, por encima de la cual los modos no quedan atrapados en la estrella y, en términos generales, no resuenan.

Al perturbar linealmente las ecuaciones que definen el equilibrio mecánico de una estrella (es decir, la conservación de la masa y el equilibrio hidrostático ) y suponiendo que las perturbaciones son adiabáticas, se puede derivar un sistema de cuatro ecuaciones diferenciales cuyas soluciones dan la frecuencia y la 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.ℓ{\displaystyle \ell }y orden azimutalmetro{\displaystyle m}En las estrellas no giratorias, 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 deℓ{\displaystyle \ell }Los sectores opuestos se anulan aproximadamente, lo que dificulta la detección de variaciones de luz. En consecuencia, los modos solo pueden detectarse hasta un grado angular de aproximadamente 3 en intensidad y de aproximadamente 4 si se observan en velocidad radial.

Si además suponemos que la perturbación del potencial gravitatorio es despreciable (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.ξr{\displaystyle \xi _{r}}, d2ξrdr2=ω2dos2(1−norte2ω2)(Sℓ2ω2−1)ξr{\displaystyle {\frac {d^{2}\xi _{r}}{dr^{2}}}={\frac {\omega ^{2}}{c_{s}^{2}}}\left(1-{\frac {N^{2}}{\omega ^{2}}}\right)\left({\frac {S_{\ell }^{2}}{\omega ^{2}}}-1\right)\xi _{r}} dónde r{\displaystyle r}es la coordenada radial en la estrella, ω{\displaystyle \omega }es la frecuencia angular del modo de oscilación, dos{\displaystyle c_{s}}es la velocidad del sonido dentro de la estrella, norte{\displaystyle N}es la frecuencia de Brunt–Väisälä o de flotabilidad y Sℓ{\displaystyle S_{\ell }}es la frecuencia de Lamb. Las dos últimas se definen por norte2=gramo(1Γ1PAGdpagdr−1ρdρdr){\displaystyle N^{2}=g\left({\frac {1}{\Gamma _{1}P}}{\frac {dp}{dr}}-{\frac {1}{\rho }}{\frac {d\rho }{dr}}\right)} y Sℓ2=ℓ(ℓ+1)dos2r2{\displaystyle S_{\ell }^{2}={\frac {\ell (\ell +1)c_{s}^{2}}{r^{2}}}} respectivamente. Por analogía con el comportamiento de los osciladores armónicos simples, esto implica que existen soluciones oscilantes cuando la frecuencia es mayor o menor que ambas.Sℓ{\displaystyle S_{\ell }}ynorte{\displaystyle N}. Identificamos el primer caso como modos de presión de alta frecuencia (modos p) y el segundo como modos de gravedad de baja frecuencia (modos g).

Esta separación básica nos permite determinar (con una precisión razonable) dónde esperamos que resuene qué tipo de modo en una estrella. Al trazar las curvasω=norte{\displaystyle \omega =N}yω=Sℓ{\displaystyle \omega =S_{\ell }}(para dado ℓ{\displaystyle \ell }), esperamos que los modos p resuenen en frecuencias por debajo de ambas curvas o en frecuencias por encima de ambas curvas.

Mecanismos de excitación

Mecanismo Kappa

En condiciones bastante específicas, algunas estrellas tienen regiones donde el calor se transporta por radiación y la opacidad es una función que disminuye drásticamente con la temperatura. Este pico de opacidad puede impulsar oscilaciones a través de laκ{\displaystyle \kappa }-mecanismo (o válvula de Eddington ). Supongamos que, al inicio de un ciclo de oscilación, la envoltura estelar se ha contraído. Al expandirse y enfriarse ligeramente, la capa en el bulto de opacidad se vuelve más opaca, absorbe más radiación y se calienta. Este calentamiento provoca 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.

Pulsaciones impulsadas por elκ{\displaystyle \kappa }-El mecanismo es coherente y tiene amplitudes relativamente grandes. Impulsa las pulsaciones en muchas de las estrellas variables más largas conocidas, incluidas las variables Cefeidas y RR Lyrae .

convección superficial

En las estrellas con zonas de convección superficial, los movimientos turbulentos de los fluidos cerca de la superficie excitan y amortiguan simultáneamente las oscilaciones en un amplio rango de frecuencias. [ 2 ] [ 3 ] Debido a que los modos son intrínsecamente estables, tienen amplitudes bajas y una vida relativamente corta. Este es el mecanismo impulsor en todos los osciladores similares al Sol.

bloqueo convectivo

Si la base de una zona de convección superficial es nítida y las escalas de tiempo convectivas son más lentas que las escalas de tiempo de pulsación, los flujos convectivos reaccionan demasiado lentamente a las perturbaciones que pueden acumularse en grandes pulsaciones coherentes. Este mecanismo se conoce como bloqueo convectivo [ 4 ] y se cree que impulsa las pulsaciones en laγ{\displaystyle \gamma }Variables de Doradus. [ 5 ]

excitación mareal

Las observaciones del satélite Kepler revelaron sistemas binarios excéntricos en los que se excitan oscilaciones durante el acercamiento más próximo. [ 6 ] Estos sistemas se conocen como estrellas de latido cardíaco debido a la forma característica de sus curvas de luz.

Tipos de osciladores

Diagrama de Hertzsprung-Russell que destaca las regiones donde se encuentran muchas clases de estrellas pulsantes.

osciladores de tipo solar

Dado que las oscilaciones solares son impulsadas por la convección cercana a la superficie, cualquier oscilación estelar causada de manera similar se conoce como oscilación de tipo solar , y las estrellas mismas como osciladores de tipo solar . Sin embargo, las oscilaciones de tipo solar también ocurren en estrellas evolucionadas (subgigantes y gigantes rojas), que poseen envolturas convectivas, aunque las estrellas no sean de tipo solar .

Variables de Cepheid

Las variables cefeidas constituyen una de las clases más importantes de estrellas pulsantes. Son estrellas que queman helio en su núcleo y tienen masas superiores a las 5 masas solares. Oscilan principalmente en sus modos fundamentales, con periodos típicos que van desde días hasta meses. Sus periodos de pulsación están estrechamente relacionados con su luminosidad, por lo que es posible determinar la distancia a una cefeida midiendo su periodo de oscilación, calculando su luminosidad y comparándola con su brillo observado.

Las pulsaciones de las cefeidas son excitadas por el mecanismo kappa que actúa sobre la segunda zona de ionización del helio.

Variables RR Lyrae

Las estrellas RR Lyrae son similares a las variables Cefeidas, pero con menor metalicidad (es decir, Población II ) y masas mucho menores (alrededor de 0,6 a 0,8 veces la masa solar). Son gigantes de núcleo helio que oscilan en uno o ambos modos, fundamental y primer sobretono. La oscilación también está impulsada por el mecanismo kappa, que actúa a través de la segunda ionización del helio. Muchas estrellas RR Lyrae, incluida la propia RR Lyrae, muestran modulaciones de amplitud de largo período, conocidas como el efecto Blazhko .

Estrellas Delta Scuti y Gamma Doradus

Las variables Delta Scuti se encuentran aproximadamente donde la franja de inestabilidad clásica se cruza con la secuencia principal. Suelen ser enanas y subgigantes de tipo A a F temprano, y sus modos de oscilación son modos de presión radiales y no radiales de bajo orden, con periodos que van de 0,25 a 8 horas y variaciones de magnitud intermedias. Al igual que las variables Cefeidas, las oscilaciones están 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 se presentan en estrellas similares a las del extremo rojo de las variables Delta Scuti, generalmente de tipo F temprano. Estas estrellas muestran múltiples frecuencias de oscilación entre aproximadamente 0,5 y 3 días, mucho más lentas que los modos de presión de bajo orden. Se cree que las oscilaciones de Gamma Doradus son modos gravitacionales 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 lo tanto, son híbridas. [ 7 ] [ 8 ]

Estrellas Ap (roAp) de oscilación rápida

Las estrellas Ap de oscilación rápida presentan parámetros similares a las variables Delta Scuti, siendo en su mayoría de tipo A y F, pero también son fuertemente magnéticas y químicamente peculiares (de ahí el subtipo espectral p ). Sus densos espectros de modos se comprenden en términos del modelo de pulsador oblicuo : las frecuencias de los modos están moduladas por el campo magnético, que no necesariamente está alineado con la rotación de la estrella (como ocurre en la Tierra). Los modos de oscilación tienen frecuencias de alrededor de 1500 μHz y amplitudes de unos pocos mmag.

Estrellas B de pulsación lenta y variables Beta Cephei

Las estrellas B de pulsación lenta (SPB) son estrellas de tipo B con periodos de oscilación de unos pocos días, que se entiende que son modos gravitacionales de alto orden excitados por el mecanismo kappa. Las variables Beta Cephei son ligeramente más calientes (y, por lo tanto, más masivas), también tienen modos excitados por el mecanismo kappa y, además, oscilan en modos gravitacionales de bajo orden con periodos de varias horas. Ambas clases de osciladores contienen únicamente estrellas de rotación lenta.

estrellas subenanas B variables

Las estrellas subenanas B (sdB) son, en esencia, los núcleos de gigantes con combustión de helio que han perdido gran parte de su envoltura de hidrógeno, hasta el punto de carecer de una capa de combustión de hidrógeno. Presentan múltiples periodos de oscilación que oscilan entre 1 y 10 minutos, con amplitudes que varían entre 0,001 y 0,3 magnitudes en luz visible. Estas oscilaciones corresponden a modos de presión de bajo orden, excitados por el mecanismo kappa que actúa sobre el pico de opacidad del hierro.

enanas blancas

Las enanas blancas se caracterizan por su tipo espectral, al igual que las estrellas ordinarias, salvo que la relación entre el tipo espectral y la temperatura efectiva no se corresponde de la misma manera. Así, las enanas blancas se conocen como tipos DO, DA y DB. Si bien existen tipos más fríos, el Universo es demasiado joven para que se hayan enfriado lo suficiente. Se ha observado que las enanas blancas de los tres tipos pulsan. Estas pulsantes se conocen como estrellas GW Virginis (variables DO, a veces también llamadas estrellas PG 1159), estrellas V777 Herculis (variables DB) y estrellas ZZ Ceti (variables DA). Todas pulsan en modos g de bajo grado y alto orden. Los periodos de oscilación disminuyen con la temperatura efectiva, oscilando entre aproximadamente 30 minutos y 1 minuto. Se cree que las estrellas GW Virginis y ZZ Ceti se excitan mediante el mecanismo kappa; las estrellas V777 Herculis, mediante el bloqueo convectivo.

misiones espaciales

Numerosas naves espaciales, tanto del pasado como del presente y del futuro, incluyen estudios de astrosismología como parte importante de sus misiones (ordenadas cronológicamente).

  • WIRE – Un satélite de la NASA lanzado en 1999. Este telescopio infrarrojo de gran tamaño, con una apertura de dos pulgadas, fue un telescopio fallido que, durante más de una década, se utilizó como instrumento de astrosismología de estrellas brillantes. Reingresó a la atmósfera terrestre en 2011.
  • MOST – Un satélite canadiense lanzado en 2003. La primera nave espacial dedicada a la astrosismología.
  • CoRoT : un satélite de la ESA, liderado por Francia , dedicado a la búsqueda de planetas y la astrosismología, lanzado en 2006.
  • Telescopio espacial Kepler : una nave espacial de la NASA para la búsqueda de planetas, lanzada en 2009 y reutilizada como K2 debido a que la falla de una segunda rueda de reacción impidió que el telescopio continuara monitoreando el mismo campo.
  • BRITE : una constelación de nanosatélites utilizada para estudiar las estrellas oscilantes más brillantes. Los dos primeros satélites se lanzaron el 25 de febrero de 2013.
  • TESS , un buscador de planetas de la NASA que estudiará las estrellas brillantes en la mayor parte del cielo, fue lanzado en 2018.
  • PLATO – Una misión planificada por la ESA que explotará específicamente la astrosismología para obtener masas y radios precisos de planetas en tránsito, cuyo lanzamiento está previsto para enero de 2027. [ 9 ]

Véase también

Referencias

  1. ↑ Christensen-Dalsgaard, J.; Dappen, W.; Ajukov, SV y (1996), "El estado actual de la modelización solar", Science , 272 (5266): 1286– 1292, Bibcode : 1996Sci...272.1286C , doi : 10.1126/science.272.5266.1286 , PMID 8662456 , S2CID 35469049  
  2. ↑ Goldreich, Peter ; Keeley, Douglas A. (febrero de 1977), "Sismología solar. II - La excitación estocástica de los modos p solares por convección turbulenta", The Astrophysical Journal , 212 : 243–251 , Bibcode : 1977ApJ...212..243G , doi : 10.1086/155043
  3. ↑ Christensen-Dalsgaard, Jørgen ; Frandsen, Søren (enero de 1983), "Oscilaciones estelares de 5 minutos", Solar Physics , 82 ( 1– 2): 469– 486, Bibcode : 1983SoPh...82..469C , doi : 10.1007/bf00145588 , S2CID 125358311 
  4. ↑ Pesnell, W. Dean (marzo de 1987), "Un nuevo mecanismo impulsor de las pulsaciones estelares", The Astrophysical Journal , 314 : 598–604 , Bibcode : 1987ApJ...314..598P , doi : 10.1086/165089
  5. ↑ Guzik, Joyce A.; Kaye, Anthony B.; Bradley, Paul A.; Cox, Arthur N.; Neuforge, Corinne (10 de octubre de 2000), "Impulsando las pulsaciones del modo gravitatorio en las variables γ Doradus", The Astrophysical Journal Letters , 542 (1): L57– L60, Bibcode : 2000ApJ...542L..57G , doi : 10.1086/312908
  6. ↑ Thompson, SE; Everett, M.; Mullally, F.; Barclay, T. y (2012), "Una clase de binarias excéntricas con distorsiones de marea dinámicas descubiertas con Kepler", The Astrophysical Journal , 753 (1): 86, arXiv : 1203.6115 , Bibcode : 2012ApJ...753...86T , doi : 10.1088/0004-637x/753/1/86 , S2CID 119203028 
  7. ↑ Grigahc\'ene, A.; Antoci, V.; Balona, ​​L.; Catanzaro, G. y (2010), "Pulsadores híbridos $\gamma$ Doradus-$\delta$ Scuti: nuevos conocimientos sobre la física de las oscilaciones a partir de las observaciones de Kepler", The Astrophysical Journal Letters , 713 (2): L192– L197, arXiv : 1001.0747 , Bibcode : 2010ApJ...713L.192G , doi : 10.1088/2041-8205/713/2/L192 , S2CID 56144432 
  8. ↑ Balona, ​​LA (2014), "Bajas frecuencias en las estrellas $\delta$ Scuti de Kepler", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 437 (2): 1476– 1484, Bibcode : 2014MNRAS.437.1476B , doi : 10.1093/mnras/stt1981
  9. ↑ "Platón" . www.esa.int . Consultado el 8 de julio de 2025 .

Lecturas adicionales

  • Aerts, Conny; Christensen-Dalsgaard, Jørgen; Kurtz, Donald (2010). Astrosismología . Biblioteca de Astronomía y Astrofísica. Dordrecht, Nueva York: Springer. ISBN 978-1-4020-5803-5.
  • Christensen-Dalsgaard, Jørgen. "Apuntes de conferencias sobre oscilaciones estelares" . Consultado el 5 de junio de 2015 .
  • Pijpers, Frank P. (2006). Métodos en heliosismología y astrosismología . Londres: Imperial College Press. ISBN 978-1-8609-4755-1.

Software

El paquete Variable Star (en lenguaje R) proporciona las funciones principales para analizar patrones en los modos de oscilación de las estrellas variables. También incluye una interfaz de usuario para experimentar con datos sintéticos.