1 / 55

ASTEROSEJSMOLOGIA

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

dinos
Download Presentation

ASTEROSEJSMOLOGIA

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. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. ASTEROSEJSMOLOGIA Sesja Corot, 13 stycznia 2007 Jadwiga Daszyńska-Daszkiewicz Instytut Astronomiczny, Uniwersytet Wrocławski

  2. European Helio- and Asteroseismology Network

  3. Partnerzy

  4. CZYM ZAJMUJE SIĘ HELAS ? • Globalna Heliosejsmologia • Lokalna Heliosejsmologia • Asterosejsmologia • Nauczanie i popularyzacja

  5. Misja CoRoT

  6. Sir Arthur Eddington (1882 – 1944) „Wydaje się, że głębokie wnętrze Słońca i gwiazd jest mniej dostępne do badań niż jakikolwiek obszar we Wszechświecie”

  7. Asterosejsmologia badanie wnętrz gwiazdowych na podstawie obserwowanych częstotliwości oscylacji

  8. aster – gr. gwiazda seismos – gr. trzęsienie, wstrząsy logos – gr. słowo, nauka Heliosejsmologia helios – gr. Słońce

  9. 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.

  10. DLACZEGO GWIAZDY PULSUJĄ ?

  11. 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

  12. 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

  13. 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

  14. gwiazdy pulsujące różnych typów na diagramie H-R J. Christensen-Dalsgaard

  15. 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.

  16. 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.

  17. 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

  18. JAK GWIAZDY PULSUJĄ ?

  19. 1-wymiarowe oscylacje Fundamentalny Pierwszy owerton Drugi owerton węzły Don Kurtz

  20. 2-wymiarowe oscylacje radialne Fundamentalny Pierwszy owerton Drugi owerton

  21. 3-wymiarowe pulsacje radialne z n=2

  22. 2-wymiarowe oscylacje nieradialne dipol=1 kwadrupol=2

  23. 3-wymiarowe oscylacje nieradialne =3 W. Zima

  24.  = 1, m=0  = 1, m=1 Tim Bedding

  25.  = 2, m=1  = 2, m=2

  26.  = 3, m=0  = 3, m=1  = 3, m=2  = 3, m=3

  27.  = 4, m=1  = 4, m=2  = 4, m=4

  28.  = 5, m=0  = 5, m=2  = 5, m=3

  29.  = 8, m=1  = 8, m=2  = 8, m=3

  30. CZY MOŻEMY SŁYSZEĆ PULSACJE GWIAZDOWE ? NIE !

  31. ALE MOŻEMY OBSERWOWAĆ EFEKTY PULSACJI

  32. Mira (  Cet ) - pierwsza gwiazda pulsująca odkryta w 1596 przez Davida Fabriciusa. jasność obserwowana: od +3.5 do +9 mag, okres 332 dni

  33. Użycie przesunięcia Dopplerado wyznaczania prędkości

  34. Zmiany profili linii widmowych

  35. Asterosejsmologia Amplituda Częstotliwości pulsacji [c/d]

  36.  = 2  = 20  = 75  = 25 http://astro.phys.au.dk/helio_outreach

  37. MODEL SEJSMICZY GWIAZDY częstotliwości teoretyczne = częstotliwości obserwowane

  38. Jakie ograniczenia dostajemy z asterosejsmologii ? • Masa • Wiek • Skład chemiczny • efektywność konwekcji • Test danych fizyki atomowej („opacity”) • Profil rotacyjny

  39. Heliosejsmologia Częstotliwości oscylacji dają informacje o strukturze i dynamice wnętrza Słońca.

  40. Periodogram dla Słońca z pomiarów prędkości radialnych (eksperyment BiSON)

  41. Czego dowiedzieliśmy z heliosejsmologii ? • Wiek Słońca • Głębokość warstwy konwektywnej • Test tablic nieprzezroczystości, równania stanu • Obfitość helu • Profil rotacyjny, z promieniem oraz na powierzchni

  42. Rotacja Słońca w funkcji r, i zaznaczonymi szerokościami heliograficznymi, z danych MDI. J. Christensen-Dalsgaard

  43. Rotacja Słońca J. Christensen-Dalsgaard

More Related