Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

ASTEROSEJSMOLOGIA Sesja Corot, 13 stycznia 2007 Sesja Corot, 13 stycznia 2007 Jadwiga Daszyńska-Daszkiewicz Jadwiga Daszyńska-Daszkiewicz Instytut Astronomiczny,

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "ASTEROSEJSMOLOGIA Sesja Corot, 13 stycznia 2007 Sesja Corot, 13 stycznia 2007 Jadwiga Daszyńska-Daszkiewicz Jadwiga Daszyńska-Daszkiewicz Instytut Astronomiczny,"— Zapis prezentacji:

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

2 European Helio- and Asteroseismology Network

3 Partnerzy

4 CZYM ZAJMUJE SIĘ HELAS ? Globalna Heliosejsmologia Lokalna Heliosejsmologia Lokalna Heliosejsmologia Asterosejsmologia Asterosejsmologia Nauczanie i popularyzacja 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 – aster – gr. gwiazda seismos – seismos – gr. trzęsienie, wstrząsy logos – logos – gr. słowo, nauka Heliosejsmologia helios – helios – gr. Słońce

9 Obserwowanym przejawem tego zjawiska są zmiany jasności lub/i prędkości radialnej. Gwiazda pulsująca - gwiazda, której zmienność spowodowana jest przez zachodzące w niej pulsacje, czyli istnienie fal akustycznych lub/i grawitacyjnych

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

13

14 Warstwa napędzająca musi znajdować się na odpowiedniej głębokości geometrycznej. płytko Warstwa położona zbyt płytko ilość energii zaabsorbowanej przez rzadką materię jest niewystarczająca dla podtrzymania pulsacji głęboko Warstwa położona zbyt głęboko amplituda zmian temperatury jest bardzo mała i warstwa pochłonie zbyt mało energii, aby być wydajna

15

16 log T eff log (L/L ) Gwiazda gorętsza niż T eff ~7500K ma strefy częściowej jonizacji zbyt blisko powierzchni. W gwieździe chłodniejszej niż T eff ~5500K konwekcja powstrzymuje gromadzenie ciepła i ciśnienia. Niebieska granica klasycznego pasa niestabilności Czerwona granica klasycznego pasa niestabilności

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

18 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.

19 Główny efekt wzbudzania zachodzi w cienkiej warstwie podfotosferycznej, gdzie prędkości ruchów turbulentnych są zbliżone do prędkości dźwięku, c s. Oscylacje słoneczne są drganiami tłumionymi wzbudzanymi stochastycznie przez konwekcję.

20 Słońce jako gwiazda pulsująca 5 min oscylacje Słońca odkryto w 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 10 7

21 JAK GWIAZDY PULSUJĄ ?

22 1-wymiarowe oscylacje FundamentalnyPierwszy owertonDrugi owerton węzły Don Kurtz

23 2-wymiarowe oscylacje radialne FundamentalnyPierwszy owertonDrugi owerton

24 3-wymiarowe pulsacje radialne z n=2

25

26 dipol =1kwadrupol =2 2-wymiarowe oscylacje nieradialne

27 3-wymiarowe oscylacje nieradialne 3-wymiarowe oscylacje nieradialne =3 W. Zima

28 = 1, m=0 = 1, m=1 Tim Bedding

29 = 2, m=1 = 2, m=2

30 = 3, m=0 = 3, m=1 = 3, m=2 = 3, m=3

31 = 4, m=1 = 4, m=2 = 4, m=4

32 = 5, m=0 = 5, m=2 = 5, m=3

33 = 8, m=1 = 8, m=2 = 8, m=3

34 CZY MOŻEMY SŁYSZEĆ PULSACJE GWIAZDOWE ? NIE !

35 ALE MOŻEMY OBSERWOWAĆ EFEKTY PULSACJI EFEKTY PULSACJI

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

37

38 Użycie przesunięcia Dopplera do wyznaczania prędkości

39 Zmiany profili linii widmowych

40 Asterosejsmologia Amplituda Częstotliwości pulsacji [c/d]

41

42 = 2 = 20 = 25 = 75

43

44 MODEL SEJSMICZY GWIAZDY częstotliwości teoretyczne = częstotliwości obserwowane

45 Jakie ograniczenia dostajemy z asterosejsmologii ? MasaWiek Skład chemiczny efektywność konwekcji Test danych fizyki atomowej (opacity) Profil rotacyjny

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

47 Periodogram dla Słońca z pomiarów prędkości radialnych (eksperyment BiSON)

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

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

50 Rotacja Słońca J. Christensen-Dalsgaard

51 L.Gizon Lokalna heliosejsmologia

52 ASTEROSEJSMOLOGIA: MUZYKA SFER

53 Zakres słyszalności od 20 Hz do 20,000 Hz 1 cykl na sekundę = 1 Hz 5 min Hz

54 ODGŁOSY PULSACJI Centauri Hydrae Słońce

55 Zoltan Kollath


Pobierz ppt "ASTEROSEJSMOLOGIA Sesja Corot, 13 stycznia 2007 Sesja Corot, 13 stycznia 2007 Jadwiga Daszyńska-Daszkiewicz Jadwiga Daszyńska-Daszkiewicz Instytut Astronomiczny,"

Podobne prezentacje


Reklamy Google