Jadwiga Daszyska-Daszkiewicz, semestr zimowy 2009/2010 PULSACJE GWIAZDOWE

Wiemy, e gwiazdy pulsujce istniejWiemy jak pulsujPO CO BADAMY GWIAZDY PULSUJCE ?Potrafimy je wykrywaWiemy dlaczego pulsujMamy metody identyfikacji modw

Wyznaczanie odlegoci we Wszechwiecie(relacji P-L, wykad 2)

Dziedzin tych bada nazywamy ASTEROSEJSMOLOGI.Celem badania gwiazd pulsujcych jest testowanie teoretycznych modeli budowy wntrz oraz teorii ewolucji.Czstotliwoci zidentyfikowanych modw oraz ich wasnoci porwnujemy z teoretycznymi przewidywaniami.Czas jest jednym z najdokadniej mierzonych parametrw fizycznych !

MODEL SEJSMICZY GWIAZDY

Jest to model, ktrego czstotliwoci modw oscylacji odtwarzaj, w granicach bdw, mierzone czstotliwoci.

j,obs=j,cal(j , mj , nj , PS ,PT)PS -- zestaw parametrw charakteryzujcych model: M, X, Z, moment pdu (lub pocztkowa Vrot),wiek (lub temperatura efektywna) PT zestaw wolnych parametrw teorii: efektywno konwekcji (parametr MLT), zasig przestrzeliwania z jdra konwektywnego,tempo utraty masy i momentu pdu oraz jego transport we wntrzu gwiazdy.

Jako dopasowania otrzymujemy liczc

2 = 1/J (obs -cal )2/ 2obs

gdzie J jest liczb zidentyfikowanych modw

Dla modeli sejsmicznych Soca 2 ~1

W asterosejsmologii jestemy jeszcze daleko od tak dobrego dopasowania.

Sir Arthur Eddington (1882 1944)

Wydaje si, e gbokie wntrze Soca i gwiazd jest mniej dostpne do badani jakikolwiek obszar we Wszechwiecie

Wielookresowe pulsacje zostay wykryte w duej czci diagramu Herzsprunga-Russella, na wszystkich etapach ewolucji.

Moemy je podzieli na cztery podstawowe typy:

pulsacje radialne o duych amplitudach

mody p, g i mieszane niskich stopni,

mody p wysokich rzdw radialnych, n

mody g wysokich rzdw radialnych, n

Oscylacje Soca

Soce oscyluje w kilku milionach modw o okresach od 3-15 (27) min.

5 min oscylacje odkryli Leighton, Noyes, Simon w 1962 (ApJ 135, 474)

Mody oscylacji Soca s modami akustycznymi o stopniach od 0 do kilku tysicy, i maksymalnych amplitudach prdkoci radialnej rzdu 15 cm/s.

Jak do tej pory nie ma przekonujcychdoniesie o istnieniu modw g.

Helioseismologia

Czstotliwoci oscylacji daj informacje o strukturze i dynamice wntrza Soca.

Pocztki helioseismologii ~1975Ando & Osaki 1975, 1977

Problem wprost prbujemy wykalibrowa rne wolne parametry modelu w ten sposb, tak aby dopasowa si do mierzonych czstotliwoci

Problem odwrotny (inverse) na podstawie mierzonych czstotliwoci wyznaczamy parametry modelu

Rnicowy problem odwrotny na podstawie rnic w czstotliwociach wyznaczamyrnice w parametrach modelu i gwiazdy

Due i mae odstpy, prawo Duvalla wykad 6

Niektre eksperymenty helioseismologiczne:

NaziemneBiSON (Birmingham Solar Oscillation Network)IRIS (International Research on the Interior of the Sun)LOWL obserwacje oscylacji o niskich Mt. Wilson Observatory Astrofizyczne Obserwatorium KrymskieGONG (Global Oscillation Newtwork Group)TON (Taiwanese Oscillation Network)

Niektre eksperymenty helioseismologiczne:

SatelitarneSOHO (SOlar and Heliospheric Observatory)(1995)instrumentyGOLF (Global Oscillations at Low Frequency)VIRGO (Variability of solar Irradiance and Gravity Oscillations)SOI/MDI (Solar Oscillations Investigations Michelson Doppler Imager)SDO (Solar Dynamics Observatory) (luty 2010)PICARD (marzec 2010)Solar Orbiter (2018)

Periodogram dla Soca z pomiarw prdkoci radialnych (eksperyment BiSON)

Zaleno obserwowanych czstotliwoci oscylacji Soca od . Kolorami zaznaczone s amplitudy nate oscylacji: najwiksze czerwony, najmniejsze niebieski. Oscylacje Soca koncentruj si w wskich obszarach, ktre odpowiadaj rnym wartociom radialnego rzdu, n.

Czego dowiedzielimy z heliosejsmologii ?

Wiek

Gboko warstwy konwektywnej

Test tablic nieprzezroczystoci, rwnania stanu

Obfito helu

Profil rotacyjny, (r,)

Poprawki do prdkoci dwiku i gstoci otrzymane z rnicpomidzy czstotliwociami teoretycznymi i obserwowanymi.J. Christensen-Dalsgaard

Prdko dwiku we wntrzu SocaNiebieski T nisza od przewidywanejczerwony T wysza od przewidywanejmax. rnice - 4%

Basu & Antia, 2008, PhR 457, 217

Asplund, Grevesse, Sauval, Scott, 2009, ARA&A 47, 481

Rotacja Soca w funkcji r, i zaznaczonymi szerokociami heliograficznymi, z danych MDI.J. Christensen-Dalsgaard

Rotacja SocaJ. Christensen-Dalsgaard

L.GizonPrzepyw horyzontalny 1000 km pod plam uzyskany z lokalnej heliosejsmologii

L.GizonZaburzenia prdkoci fal akustycznych pod plam soneczn Czerwony prdko szybsza od redniej

Ruch konwektywny pod powierzchni Soca odtworzony metodami heliosejsmicznymi

Holografia heliosejsmiczna

Rola heliosejsmologii w rozwizaniuproblemu neutrin sonecznych

Proponowane wyjanienie

tempo reakcji jdrowych, r(T,,Xi), jest inne

Model Standardowy Soca jest niepoprawnyLiczba rejestrowanych neutrin na Ziemi bya za maa ppI: 41H 4He + 2e+ + 2e + energia

Heliosejsmologia

prdko dwiku < 0.01 %

temperatura < 0.05%

gsto

Standardowy model fizyki czstek elementarnych by niepoprawny.neutrina maj mas

Oscylacje typu sonecznego

Brown & Gilliland 1994, ARA&A 32,37Kjeldsen & Bedding 1995, A&A 293, 87

Gwiazdy typu sonecznego oscyluj, a ichwaciwoci s ~zgodne z przewidywaniami.

Procyon ( CMi), Boo, Hyi, Her A, Eri, Cen A, Ind, Hya, Arcturus ( Boo), Uma

T. Bedding & H. Kjeldsen 2003, Solar-like OscillationsPublications of the Astronomical Society of Australia 20, 203

Kjeldsen & BeddingWidma mocy dla gwiazd wykazujcychoscylacje typu sonecznego w porwnanie danymi dla Soca z instrumentu GOLF

Odkrycie pulsacji biaych karw

Pierwsze obserwacje oscylacji biaych karw:Landolt 1968 (ApJ 153, 151), HL Tau 76 (DAV)

Nastpny obiekt: Mc Graw et al. 1979, PG 1159-035, prototyp DOV

Ostatni odkryt klasa byy DBV, wczeniejprzewidziane teoretycznie przez Wingeta (1981).

Odkryto rwnie jeden obiekt przejciowy pomidzy PNNV a PG1159: RXJ2117+3412,Motch et al. 1993, Appleton et al. 1993

Pulsujce biaych karw

Wikszo gwiazd (~97%) zakoczy ewolucj jako biae kary

Na cigu chodzenia BK mamy kilka obszarw niestabilnoci:

GW Vir (PNNV + DOV) atmosfery He/C/O, Teff120 000 K

V777Her (DBV) atmosfery He, Teff25 000 K

ZZ Cet (DAV) atmosfery H, Teff12 000 K

Mody g o okresach P=100 - 1500s

W zdegenerowanym jdrze czstotliwo Brunta-Visl spada do 0.Mody g o okresach (od 100s do 1500s) nie mog propagowa si we wntrzu.W przeciwiestwie do gwiazd normalnychmody g w biaych karach daj informacjeo warstwach zewntrznych.Sejsmologia biaych karw

Czego moemy si nauczy z asterosejsmologii biaych karw ?

Cakowita masa z odstpw w okresach

Masa warstw zewntrznych z odchyek rozkadu okresw od regularnego, diagram P vs. P

Jasno gwiazdowa

Okres rotacji

Pole magnetyczne z rozszczepienia magnetycznegoPole magnetyczne rozszczepia mody na l+1 skadowych, a przesunicie w czstotliwociach jest proporcjonalne do m2

Ewolucyjn skal czasow z tempa zmian okresw

Tempo zmian okresw jest bezporednim pomiarem czasu chodzenia, ktry zaley od skadu chemicznegozdegenerowanego jdra. Jest to bezporedni test przewidywa teorii ewolucji.

Wyznaczenie wieku biaych karw wzdu cigu chodzenia jest metod pomiaru wieku dysku galaktycznego w okolicach Soca.

gwiazdy GW VirOgraniczenia na utrat masy z pooenia czerwonej granicydifferent mass loss lawsQuirion, Fontaine, Brassard 2007

Przegld pulsacji biaych karw

Sejsmologia gwiazd Scuti

Dziembowski & Pamyatnykh 1991, A&A 248, L11A potential asteroseismological test for convective overshooting

GX Peg, Goupil, Michel, Lebreton, Baglin 1993,A&A 268,546

XX Pyx, Pamyatnykh, Dziembowski, Pikall 1998 A&A 333, 141

FG Vir, Breger, Pamyatnykh,Pikall, Garrido,1999 A&A 341, 151 Templeton,Basu,Demarque2001 ApJ 563, 999, Daszyska-Daszkiewicz et al. 2005 A&A, 438, 653

44 Tau, Breger, Pamyatnykh, Lenz, Garrido

Dziembowski & Pamyatnykh 1991, A&A 248, L11

Mody majce we wntrzu du energi kinetyczn, Ek=2 2 ,mog by miar zasigu przestrzeliwania konwektywnego.

Jdro rotacyjne, K, moe dostarczy informacjio rozszczepieniu rotacyjnym w przypadku gdy rotacja gwiazdy jest niejednorodna, =(r).

Czstotliwo Brunta-Visl i Lamba dla dwch modeli o masie 2 M podczas ewolucji na MS.Rozkad energii kinetycznej dla rnych modw.

FG Vir

FG Vir

OGRANICZENIA NA KONWEKCJ

Empiryczne i teoretyczne wartoci f.Model: MLT, convective flux freezing approximation

Empiryczne i teoretyczne wartoci f.Model: non-local, time-dependent formulation of MLT

CasKurucz models Vienna models

Sejsmologia gwiazd typu Cephei

16 (EN) Lac, Dziembowski & Jerzykiewicz 1996, A&A 436,442

12 (DD) Lac, Dziembowski & Jerzykiewicz 1999, A&A 341,480

V836 Cen (HD129929), Aerts, OToul, Daszyska et al. 2003,Science 300, 1926

IL Vel, V433 Car, KZ Mus, Handler et al. 2003 , MNRAS 341, 1005

Eri, Pamyatnykh, Handler &Dziembowski 2004, MNRAS 350, 1022Ausseloos et al. 2004, MNRAS, 355, 352Daszyska-Daszkiewicz et al. 2005, A&A 441, 641Dziembowski, Pamyatnykh, 2008, MNRAS 385, 2061Daszyska-Daszkiewicz & Walczak, 2010, MNRAS, in press

Oph, Briquet et al. 2007, MNRAS 381, 1482Daszyska-Daszkiewicz & Walczak, 2009, MNRAS 398, 1961

16 Lacf1=5.9112 c/d, f2=5.8551 c/d, f3=5.5033 c/d , f5=7.194 c/dDziembowski & Jerzykiewicz, 1996, A&A, 306, 436

V836 CenAerts, Thoul, Daszyska et al., 2003, Science 300, 1926

V836 Cen

1) ov=0.10.05

2) rotacja nie jest sztywna

Eridani (HD 29248) B2III, mV=3.92 mag, ve 7 km/s

Kampanie fotometryczne i spektroskopowe(Handler et al. 2004, Aerts et al. 2004, Jerzykiewicz et al. 2005)

14 czstotliwoci pulsacji

Szukanie modelu sejsmicznego dla ERIPamyatnykh A. A., Handler G., Dziembowski W. A., 2004, MNRAS 350, 1022

Eri, cieki ewolucyjne, OPALPamyatnykh A. A., Handler G., Dziembowski W. A., 2004

EriPamyatnykh A. A., Handler G., Dziembowski W. A., 2004

Eri identyfikacja stopnia Daszyska-Daszkiewicz & Walczak, 2010, MNRAS, in press

Eri modele sejsmiczne OPAL i OP Daszyska-Daszkiewicz & Walczak, 2010

Eri modele sejsmiczne w okolicach A i BDaszyska-Daszkiewicz & Walczak, 2010

Eri porwnanie teoretycznych i empirycznych wartoci fDaszyska-Daszkiewicz & Walczak, 2010

Eri porwnanie teoretycznych i empirycznych wartoci f dla modu radialnego

Eri porwnanie teoretycznych i empirycznych wartoci f dla modu g

f - NOWE NARZDZIE ASTEROSEJSMICZNE

nm wntrze

f warstwy podfotosferyczne

W zalenoci od masy otoczki wodorow, do biaego kara prowadz dwie drogi od gazi horyzontalnej:

poprzez faz AGB i faz mgawicy planetarnej(z masywn otoczk wodorow),

poprzez rozszerzon (skrajn) ga horyzontaln (EHB) i faz gorcego podkara (z maomasywn otoczk wodorow)

Tylko 2% biaych karw powstaje wedug 2go scenariusza

gwiazdy sdB

faza palenia helu w jdrze

cienka otoczka wodorowa

ostatni etap przed biaym karem

Budowa wewntrzna i pochodzenie ?

ewolucja pojedynczej gwiazdy

ewolucja w ukadzie podwjnym -- wsplna otoczka -- stabilne wypenienie sfery Rocha -- poczenie dwch helowych biaych karw

Sejsmologia podkarw typu B (sdBv)

W 1997 odkryto pulsujce podkary sdBV, zwane te obiektami typu EC 14026.Kilkenny et al. 1997, MNRAS 303, 525Billres et al. 1997, ApJ 487, L81

Pulsacje tych gwiazd byy wczeniej przewidzianeprzez teori, Charpinet et al. 1996, ApJ 471, L104

Brassard & Fontaine, 2001, ApJ 563, 1013Discovery and asteroseismological analysis ofThe pulsating sdB star PG0014+067

Fontaine et al. 2003 akumulacja elaza w ,,Z-bump

Fontaine et al. 2006 wczenie lewitacji promienistej

Pulsujce podkary typu B dzielimy na

V361 Hya - radialne i nieradialne mody p, P=80-600 s(Kilkenny et al.1997, MNRAS 285, 640)

V1093 Her - mody g, P=2000-9000 s(Green et al. 2003 ApJ 583, L31)

M0.5 MTeff22 000- 40 000 KLog g=5.2 6.2R=0.1-0.2 R

Porwnanie dla 9 gwiazd V361 HyaCharpinet et al. 2007, CoAst 150, 241

gwiazdy sdO

jdro C/O

faza palenia helu w ,,shellu

Budowa wewntrzna i pochodzenie ?

luminous gwiazdy sdO obiekty post-AGB

compact sdO obiekty post-EHB, pochodz od sdBs He-sdOs zlczenie dwch helowych BK lub opniony bysk He w jdrze

Woudt, Kilkenny,Zietsman et al. 2006Obiekt SDSS: 13 niezalenych czstoci (P=60-120 s)

Rodriguez-Lopez, Ulla, Garrido, 2007Dwie kandydatki o okresach pulsacji P=500s i 100 sPULSACJE GWIAZD sdO

Lewitacja elaza w orodku wodorowym

Wzbudzanie modw w zakresie P=105-120 s

sdOB pulsators idealne obiekty do testowania procesw dyfuzyjnych

hybrydowe pulsacje sdOB - Schuh et al. 2006

Sejsmologia gwiazd typu roAp

Gwiazdy te pulsuj w modach p wysokich rzdw.Czstotliwoci modw obserwowanych zawieraj si w zakresie od 1 do 3 mHz.

Fotometryczne amplitudy pulsacji s bardzo mae, od kilku do 50 mmag.

Gwiazdy roAp odkry Don Kurtz (1982).

Istotn rol odgrywa tu pole magnetyczne.

MODEL SKONEGO PULSATORA

Efekty pola magnetycznego zale od natenia, B2,oraz radialnego rzdu modu, n.

Gwnym efektem pola magnetycznego jest wpyw na mae odstpy czstotliwoci.

Pulsacje =1 m=0O pulsacji=o rotacjiSkony pulsatorO pulsacji=o magnetyczna

Celem badania sejsmicznego gwiazd roAp jest uzyskanie ogranicze na zachowanie pola magnetycznego we wntrzach.

Czstotliwoci oscylacji zmieniaj si z okresem ~100 dni, co tumaczy si zmianami w nateniu pola magnetycznego, Kurtz (1994, 1995).

Zadanie: Przeczyta wybrany artyku na temat modelowania asterosejsmicznego i krtko omwi podczas egzaminu.

************************************************************************************