asterosejsmologia n.
Download
Skip this Video
Loading SlideShow in 5 Seconds..
ASTEROSEJSMOLOGIA PowerPoint Presentation
Download Presentation
ASTEROSEJSMOLOGIA

Loading in 2 Seconds...

play fullscreen
1 / 55

ASTEROSEJSMOLOGIA - PowerPoint PPT Presentation


  • 149 Views
  • Uploaded on

ASTEROSEJSMOLOGIA. Sesja Corot, 13 stycznia 2007 Jadwiga Daszyńska-Daszkiewicz Instytut Astronomiczny, Uniwersytet Wrocławski. European H elio- and Asteroseismology Network. Partnerzy. CZYM ZAJMUJE SIĘ HELAS ?. Global na Heliose j smolog ia Lo k al na Heliose j smolog ia

loader
I am the owner, or an agent authorized to act on behalf of the owner, of the copyrighted work described.
capcha
Download Presentation

PowerPoint Slideshow about 'ASTEROSEJSMOLOGIA' - dinos


An Image/Link below is provided (as is) to download presentation

Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author.While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server.


- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -
Presentation Transcript
asterosejsmologia

ASTEROSEJSMOLOGIA

Sesja Corot, 13 stycznia 2007

Jadwiga Daszyńska-Daszkiewicz

Instytut Astronomiczny, Uniwersytet Wrocławski

czym zajmuje si helas
CZYM ZAJMUJE SIĘ HELAS ?
  • Globalna Heliosejsmologia
  • Lokalna Heliosejsmologia
  • Asterosejsmologia
  • Nauczanie i popularyzacja
slide6

Sir Arthur Eddington (1882 – 1944)

„Wydaje się, że głębokie wnętrze Słońca

i gwiazd jest mniej dostępne do badań

niż jakikolwiek obszar we Wszechświecie”

slide7

Asterosejsmologia

badanie wnętrz gwiazdowych na podstawie obserwowanych częstotliwości oscylacji

slide8

aster – gr. gwiazda

seismos – gr. trzęsienie, wstrząsy

logos – gr. słowo, nauka

Heliosejsmologia

helios – gr. Słońce

slide9

Gwiazda pulsująca- gwiazda, której zmienność

spowodowana jest przez zachodzące w niej pulsacje,

czyli istnienie fal akustycznych lub/i grawitacyjnych

Obserwowanym przejawem tego zjawiska

są zmianyjasnościlub/iprędkości radialnej.

slide11

1. samowzbudzanie

2. poprzez zewnętrzną siłę

Ad. 1. w gwieździe są obszary, które działają jak silnik cieplny,

np. Pulsacje klasycznych cefeid

Ad. 2. wzbudzanie stochastyczne przez turbulentną konwekcję

np. oscylacje typu słonecznego

slide14

Warstwa napędzająca musi znajdować się

na odpowiedniej głębokości geometrycznej.

Warstwa położona zbyt płytko ilość energii

zaabsorbowanej przez rzadką materię jest

niewystarczająca dla podtrzymania pulsacji

Warstwa położona zbyt głęboko amplituda

zmian temperatury jest bardzo mała i warstwa

pochłonie zbyt mało energii, aby być wydajna

slide16

Gwiazda gorętsza niż Teff~7500K ma strefy częściowej jonizacji zbyt blisko powierzchni.

W gwieździe chłodniejszej niż Teff~5500K konwekcja powstrzymuje gromadzenie ciepła i ciśnienia.

log (L/L)

Niebieska granica klasycznego pasa niestabilności

Czerwona granica klasycznego pasa niestabilności

log Teff

slide18

Źródłem fal dźwiękowych jest stochastyczne pole

prędkości w warstwach konwektywnych, gdzie

ruch odbywa się z prędkością bliską prędkości dźwięku.

Fale takie propagują się do wnętrza i tworzą fale stojące.

slide19

Oscylacje słoneczne sądrganiami tłumionymi

wzbudzanymi stochastycznie przezkonwekcję.

Główny efekt wzbudzania zachodzi w cienkiej warstwie

podfotosferycznej , gdzie prędkości ruchów turbulentnych są zbliżone do prędkości dźwięku,cs.

slide20

Słońce jako gwiazda pulsująca

5 min oscylacje Słońca odkryto w 1962.

amplitudy zmian jasności: ~2 mag

amplitudy zmian prędkości radialnej: ~20 cm/s

okresy oscylacji: 3-25 min

czas życia: rzędu dni, tygodni

liczba modów: rzedu 107

1 wymiarowe osc ylacje
1-wymiarowe oscylacje

Fundamentalny

Pierwszy owerton

Drugi owerton

węzły

Don Kurtz

2 wymiarowe o sc ylacje radialne
2-wymiarowe oscylacje radialne

Fundamentalny

Pierwszy owerton

Drugi owerton

slide26

2-wymiarowe oscylacje nieradialne

dipol=1

kwadrupol=2

slide28

 = 1, m=0  = 1, m=1

Tim Bedding

slide30

 = 3, m=0  = 3, m=1

 = 3, m=2  = 3, m=3

slide32

 = 5, m=0  = 5, m=2

 = 5, m=3

slide33

 = 8, m=1  = 8, m=2

 = 8, m=3

slide34

CZY MOŻEMY SŁYSZEĆ

PULSACJE GWIAZDOWE ?

NIE !

slide35

ALE MOŻEMY OBSERWOWAĆ

EFEKTY PULSACJI

slide36

Mira (  Cet ) - pierwsza gwiazda pulsująca

odkryta w 1596 przez Davida Fabriciusa.

jasność obserwowana: od +3.5 do +9 mag, okres 332 dni

slide40
Asterosejsmologia

Amplituda

Częstotliwości pulsacji [c/d]

slide42

 = 2

 = 20

 = 75

 = 25

http://astro.phys.au.dk/helio_outreach

slide44

MODEL SEJSMICZY GWIAZDY

częstotliwości teoretyczne = częstotliwości obserwowane

slide45

Jakie ograniczenia dostajemy z asterosejsmologii ?

  • Masa
  • Wiek
  • Skład chemiczny
  • efektywność konwekcji
  • Test danych fizyki atomowej („opacity”)
  • Profil rotacyjny
slide46

Heliosejsmologia

Częstotliwości oscylacji dają informacje

o strukturze i dynamice wnętrza Słońca.

slide48

Czego dowiedzieliśmy z heliosejsmologii ?

  • Wiek Słońca
  • Głębokość warstwy konwektywnej
  • Test tablic nieprzezroczystości, równania stanu
  • Obfitość helu
  • Profil rotacyjny, z promieniem oraz na powierzchni
slide49

Rotacja Słońca w funkcji r, i zaznaczonymi

szerokościami heliograficznymi, z danych MDI.

J. Christensen-Dalsgaard

slide50

Rotacja Słońca

J. Christensen-Dalsgaard

zakres s yszalno ci
Zakres słyszalności

od 20 Hz do 20,000 Hz

1 cykl na sekundę = 1 Hz

5 min 0.003 Hz

slide54

„ODGŁOSY” PULSACJI

Słońce

 Centauri

 Hydrae