علم دراسة تذبذب النجوم (أستيروسيسمولوجي)

حتى وقت قريب، كانت عمليات المراقبة الأرضية هي المصدر الرئيسي للمعرفة حول أساليب التذبذب في الأنواع المتضخمة من النجوم النابضة. وخلال العشر سنوات الماضية، البعثات الفضائية مثل (مستكشف الأشعة تحت الحمراء عريض المجال)،والقمر الصناعي موست، والمرصد الفضائي كوروت و مسبار كيبلر جعلت من الممكن تسجيل سلاسل زمنية طويلة في وقت واحد على أهداف عديدة. ومع ذلك، لا يزال من الممكن استخدام الشبكات الأرضية مثل (مجموعة شبكة تذبذب النجوم) بطريقة تكميلية لمراقبة النجوم الأكثر إشراقا من تلك التي ترصد من الفضاء. وقد سمحت لنا كل هذه البعثات بدراسة الهيكل الداخلي لكثير من النجوم وحركتها الديناميكية، بما في ذلك التناوب الداخلي ومعلماتها الأساسية مثل كتلها، والشعاع نصف قطري وأعمارها.[1]

رسم بياني تخطيطي لنموذج شمسي معياري[3] .

من خلال التشويش الخطي المعادلات التي تحدد التوازن الميكانيكي للنجم (على سبيل المثال حفظ الكتلة والتوازن الهيدروستاتيكي) وعلى افتراض أن الاضطرابات مكظومة الحرارة ، يمكن إستنتاج نظام من اربعة معادلات تفاضلية ناتج حلها يكشف تواتر وتركيب أنماط تذبذب النجم.وعادة ما يفترض أن بنية النجم تكون متماثلة كروية، وبالتالي فإن العنصر الأفقي (أي الغير إشعاعي) للتذبذبات يتم وصفه من خلال التوافقيات الكروية، مفهرس من قبل درجة زاوية ${\displaystyle \ell }$ والنظام السمت ${\displaystyle m}$. في النجوم الغير- دوارة، الأنماط التي لها نفس الدرجة الزاوية يجب أن تكون على نفس التردد لأنه لا يوجد محور مفضل. وتدل الدرجة الزاوية على عدد الخطوط العقدية على سطح النجم، وبالنسبة للقيم الكبيرة للدرجة الزاوية فإن القطاعات المتعارضة تلغى تقريبا مما يجعل الكشف عن تغيرات الضوء صعب. ونتيجة لذلك لا يمكن الكشف إلا عن أنماط تصل إلى حوالي 3 درجات زاوية في الشدة و4 إن رصدت من خلال السرعة الشعاعية.

بالإضافة إلى ذلك وعلى افتراض أن الاضطراب إلى جهد الجاذبية مهمل وأن بنية النجم عند المحور تتفاوت ببطء أكثر عن وضع التذبذب، يمكن تخفيض المعادلات إلى معادلة واحدة من الدرجة الثانية للمكون الشعاعي لنزوح الدالة الخاصة ${\displaystyle \xi _{r}}$:

${\displaystyle {\frac {d^{2}\xi _{r}}{dr^{2}}}={\frac {\omega ^{2}}{c_{s}^{2}}}\left(1-{\frac {N^{2}}{\omega ^{2}}}\right)\left({\frac {S_{\ell }^{2}}{\omega ^{2}}}-1\right)\xi _{r}}$

حيث ${\displaystyle r}$ الإحداثي المحوري للنجم. ${\displaystyle \omega }$ هو التردد الزاوي لنمط التذبذب. ${\displaystyle c_{s}}$ هي سرعة الصوت داخل النجم. ${\displaystyle N}$ تردد الطفو و${\displaystyle S_{\ell }}$ هو تردد موجة الحمل .

${\displaystyle N}$ و${\displaystyle S_{\ell }}$ تحدد من قبل:

${\displaystyle N^{2}=g\left({\frac {1}{\Gamma _{1}P}}{\frac {dp}{dr}}-{\frac {1}{\rho }}{\frac {d\rho }{dr}}\right)}$

${\displaystyle S_{\ell }^{2}={\frac {\ell (\ell +1)c_{s}^{2}}{r^{2}}}}$

على التوالي. وبالمقارنة مع سلوك مؤشرات التذبذب التوافقي البسيطة، فإن هذا يعني أن حلول التذبذب موجودة عندما يكون التردد أكبر أو أقل من كلا ${\displaystyle N}$ و${\displaystyle S_{\ell }}$ . وتعرف الحالة السابقة على أنها نمط ضغط عالي التردد (نمط-p) وهذه الأخيرة نمط جاذبية منخفض التردد (نمط-g).

هذا الفصل الأساسي يسمح لنا بتحديد (وبدقة معقولة) نوع النمط الذي أرجع الصدى في النجم . عن طريق رسم المنحنيات ${\displaystyle \omega =N}$ و${\displaystyle \omega =S_{\ell }}$ (بالنسبة إلى قيمة ${\displaystyle \ell }$)، فمن المتوقع أن (نمط-p) يرجع الصدى عند ترددات تحت كل المنحنيات أو ترددات فوق كل المنحنيات.

• بوابة علم الفلك
• بوابة نجوم