Observationer af stjernesk†lv: Seismiske unders‌gelser af ...astro.phys.au.dk/hans/silkeborg/kvant.pdf 

  • View
    213

  • Download
    0

Embed Size (px)

Text of Observationer af stjernesk†lv: Seismiske unders‌gelser af...

  • Observationer af stjernesklv:Seismiske undersgelser af stjernernes indre

    Hans Kjeldsen, Teoretisk Astrofysik Center, Institut for Fysik og Astronomi, Aarhus Universitet ogTim Bedding, School of Physics, University of Sydney, Australien

    Undersgelse af stjernernes indre

    Observationer af stjernernes og Solens lys (fra ra-diostraling via synligt lys til Rntgenstraling) ogpartikelstraling gr det muligt at undersge de fy-siske forhold pa stjernernes overflade og i deres at-mosfrer. Vi har herved opbygget et meget de-taljeret billede af de fnomener, som finder stedpa stjernernes overflader og har konstrueret mod-eller, som beskriver de fleste af de observeredefnomener. Et eksempel pa denne type observa-tioner ses pa figur 1, hvor Solens ydre atmosfre erobserveret ved hjlp at SoHO satellitten. Mensvi saledes relativt nemt kan fa adgang til datafra Solens og stjernernes overflader, er det langtvanskeligere at undersge forholdene i det indre afstjernerne og Solen.

    Figur 1. Billede af Solens atmosfre taget fra SoHO(NASA/ESA) satellitten (EIT instrumentet), ved enblgelngde pa 19,5 nm. Lyset stammer fra de nedredele af Solens varme korona. Billeder fra SoHO kanhentes via SoHOs hjemmeside - se [1].

    Seismologi

    Nar et jordsklv udlses, sendes der jord-sklvsblger rundt i Jordens indre. Ved at benyttede seismografer, der er opstillet overalt pa Jor-den, kan geologerne registrere blgerne fra etgivet jordsklv. Gennem detaljerede analyser afblgernes lbetider og ved sammenligninger medteoretiske modeller af Jordens indre er det muligt at

    bestemme de fysiske forhold langt under vor plan-ets overflade. Sknt vi ikke er i stand til at fore-tage direkte malinger af Jordens indre, kan seismol-ogiske undersgelser give endog meget detaljeredeoplysninger af forholdene i Jordens kappe og kerne,bl.a. tryk- og temperaturforhold.

    For stjernerne og Solens vedkommende gr nogettilsvarende sig gldende. Ved direkte malinger harman kun mulighed for at studere himmelobjekernesoverflade, mens man ikke kan foretage malingeraf forholdene i stjernernes indre. Imidlertid harman ved brug af computere siden 1960erne vreti stand til at fremstille gode modeller af stjerner.Disse modeller har i de fleste henseender stemt ov-erens med de forhold, man kan observere pa stjern-ernes overflade, som radius og energiproduktionen.Men det store problem er, at man ikke har vreti stand til detaljeret at efterprve disse computer-simulerede modeller af stjernernes indre.

    Solsklv

    For omkring 30 ar siden blev det imidlertidopdaget, at Solen til stadighed udfrer svingninger- de sakaldte solsvingninger eller solsklv - der paSolens overflade ses som et kompliceret system afblger. Det krver meget fintflende maleudstyroverhovedet at se disse blger. Men ved at male patusindvis af sadanne solsklv lykkedes det - takketvre seismologiske metoder - at undersge Solensindre. Som geologerne har undersgt Jorden, harastronomerne i lbet af de sidste 20 ar opbygget etmeget detaljeret billede af forholdene under Solensoverflade, forhold som ikke lader sig observere di-rekte.

    Sklv pa Solens overflade er blevet studeretmeget detaljeret fra savel Jorden som fra rummet- senest ved brug af SoHO satellitten. Dette arbe-jde har bl.a. vret udfrt af danske forskere fraTeoretisk Astrofysik Center i Arhus (se bl.a. [2] fordetaljer). Resultaterne fra disse seismologiske un-dersgelser har frt til en revision af forstaelsen afSolens indre, hvilket naturligt nok frte til spekula-tioner om, hvorvidt vor indsigt i forholdene i stjern-ernes indre er dkkende.

    Stjernesklv?

    Derfor har astronomerne i de sidste knap 20ar forsgt at finde blger og svingninger (stjer-

    KVANT, januar 2004 1

  • nesklv) pa andre stjerner end Solen for her igen-nem at fa mulighed for at foretage detaljerede un-dersgelser af stjernernes indre. Men det er ikkesa lige til. De periodiske blgebevgelser, derstammer fra stjernesklv og solsklv, er nstenumulige at male. Og selv pa Solen, der lyserover 10 milliarder gange kraftigere end den klarestestjerne, krver det helt specielt udstyr at male de

    relativt sma blgebevgelser. Forsg pa at ob-servere stjernesklv ved direkte maling af stjer-neoverfladernes bevgelser er derfor indtil for faar siden mislykkedes. I de seneste ar er prcisio-nen af malingerne dog forbedret sa meget, at dethar medfrt et gennembrud i studiet af stjerneskl-vene, og vi har derfor nu seismiske malinger af an-dre stjerner.

    Figur 2. Amplitude spektrum af Solens samlede lys, malt ved hjlp af VIRGO instrumentet pa SoHO. Observa-tionerne er i dette tilflde blevet udglattet og omskaleret for at vise amplitude spektret som det ser ud efter 30dages observation. De enkelte svingninger ses som toppe oven pa en skra baggrund som stammer fra de konvektivebevgelser pa Solens overflade (granulation). De viste data stammer fra [3]. Frekvensen er malt i mHz. 3 mHz svarertil en periode pa omkring 5 minutter. Amplituden er malt i rdt og blat lys og angives i enheder af en milliontedelaf lysstyrken (ppm).

    Stjernernes svingninger

    Malinger pa stjernesklv eller stjernesvingningerer et smukt fysikeksperiment. En stjerne er enkugleformet klode af gas, og den vil i princip-pet udfre svingninger af forskellig type, hvis dissebliver anslaet. Perioderne, eller frekvenserne fordisse forskellige svingninger vil afhnge af stjer-nens tthed, temperatur, gasbevgelser og andreforhold i det indre af stjernen. Svingningsampli-tuderne afhnger af eksitationsgraden og dmp-ningsprocesserne, hvilket i stjerner af solens type,afhnger af turbulens i de ydre dele af stjernen -

    turbulens som stammer fra konvektive bevgelser.Sammenhngen mellem de fysiske strrelser ogprocesser og stjernesvingningerne er den direktearsag til, at vi forventer at kunne undersge stjern-ernes indre via studiet af svingningerne.

    Helioseismologi

    Af alle svingende stjerne er Solen den, vi har un-dersgt grundigst. Solen svinger i over en millionforskellige svingninger pa en gang, med perioderpa mellem 3 og 15 minutter. Den seismiske un-dersgelse af Solen - Helioseismologien - har, sombeskrevet ovenfor, resulteret i en revision af voresopfattelse af Solens indre.

    2 Observationer af stjernesklv

  • Figur 3. Fire forskellige svingningstyper som Solen udfrer. Den frste har l=1 og m=0, den anden l=2 og m=0,den tredie l=2 og m=1 og den fjerde l=2 og m=2.

    En stor del af de svingninger, vi kender pa Solen,udviser en overfladestruktur, som krver, at vioplser Solens overflade for at kunne male svingn-ingsfrekvensen.

    Dette kan dog kun lade sig gre for Solens vedk-ommende, mens vi for stjernerne - pa grund af denstore afstand - er henvist til at studere det samledelys. Svingningerne for det integrerede lys for Solener vist i figur 2.

    Svingningerne pa Solen anslaes af de konvektivebevgelser nr Solens overflade, og vi forventerderfor, at alle stjerner med konvektion nr over-fladen vil udvise svingninger, som dem vi kender iSolen.

    Figur 4. Svingning med l=2, m=2 og n=18

    Svingningernes egenskaber

    Svingninger som dem vi kender i Solen er staendelydblger, betegnet p-svingninger (p star for pres-sure - altsa tryk). Hver enkelt af disse svingningerer karakteriseret med 3 talvrdier: den radiale or-den n, den angulre grad l og azimutal graden m.n beskriver svingningens karakter i den radiale ret-ning (ind gennem stjernen), mens l og m udtrykkerstrukturen af svingningen pa stjernens overflade.Pa figur 3 ses en rkke svingninger med forskel-lig l og m. Figur 4 viser den radiale struktur af

    svingningerne.Svingninger med l=0 trnger dybere ind i stjer-

    nen end svingninger med hjere l vrdier, og der-for er svingninger med lav l vrdi ideelle til un-dersgelse af stjernernes kerneomrader.

    Svingningsfrekvenser for p-svingninger medlav angulr grad kan bestemmes med rimelignjagtighed ved hjlp af den sakaldte asymptotiskeformel:

    n,l = (n+12 l + ) l(l + 1)D0. (1)

    betegner den sakaldte store frevensopsplit-ning og er et mal for stjernens gennemsnits tthed.D0 er primrt flsom overfor lydhastigheden nrstjernens kerne, mens er flsom overfor forholdenenr overfladen.

    At D0 er flsom overfor forholdene nr stjer-nens kerne betyder bl.a., at den kan benyttes til atforetage direkte malinger af den kemiske sammen-stning i stjernernes kerneomrade, der hvor stjer-nen fremstiller sin energi. Da stjernerne producererenergi ved langsomt at omdanne brint til heliumvia fusion, kan en maling af den kemiske sammen-stning benyttes til at male en stjernes alder (hvisstjernen kun har lidt brint tilbage i kernen ma denvre gammel).

    Det er i seismologien normalt at definere et staf sma frekvensopsplitninger, 02 og 13, som an-giver afstanden mellem nrtliggende svingningermed l = 0 og l = 2 (02) og l = 1 og l = 3(13). De forskellige frekvensopsplitninger er visti figur 5.

    Hvis den asymptotiske formel var eksakt, betddet, at

    D0 =1602 =

    1201 =

    11013 (2)

    I praksis er der afvigelser fra denne sammen-hng, som er forarsaget af den detaljerede struk-tur af Solen og stjernerne. Disse afvigelser er der-for centrale for de seismologiske undersgelser. Detviser sig f.eks., at den store frekvensopsplitning eren funktion af l, og den lille frekvensopsplitning eren funktion af frekvensen.

    KVANT, januar 2004 3

  • Figur 5. En lille del af Solens amplitudespektrum, som viser (n, l) vrdierne for de enkelte svingninger. De store ogsma frekvensopsplitninger er vist. Som beskrevet i teksten kan disse frekvensopsplitninger benyttes til bestemmelseaf stjernens gennemsnitstthed og den kemiske sammenstning af kernen - hvilket giver et mal for stjernens alder.

    Observationer af stjernesvingninger

    Gennem de seneste 20 ar har stjernesvingningervret forsgt observeret ved brug af flere forskel-lige observationsteknikker, og prcisionen er gen-nem arene blevet forbedret betydeligt.

    Drmmen om at m