태양과 같은 진동

태양과 같은 진동은 태양과 같은 방식으로, 즉 태양 바깥쪽 층의 난류 대류에 의해 들뜨는 먼 별들의 진동입니다.태양과 같은 진동을 보여주는 별들은 태양과 같은 발진기라고 불린다.진동은 일정한 주파수 범위에서 들뜬 정압 모드와 혼합 압력-중력 모드이며 진폭이 종 모양의 분포를 대략 따릅니다.불투명도 구동 발진기와 달리 주파수 범위의 모든 모드는 들뜨기 때문에 발진을 비교적 쉽게 식별할 수 있습니다.표면 대류는 또한 모드를 감쇠시키고, 각 모드는 모드의 수명에 해당하는 로렌츠 곡선에 의해 주파수 공간에서 잘 근사됩니다. 즉, 너비는 빠르게 부패할수록 로렌츠 곡선이 넓어집니다.차가운 주계열성(표면온도 약 7000K), 준거성, 적색거성 등 표면 대류 영역을 가진 모든 별들은 태양과 같은 진동을 보일 것으로 예상된다.작은 진동 진폭 때문에, 그들의 연구는 우주에 기반을^[1] 둔 임무 덕분에 엄청나게 발전했다.

태양과 같은 진동은 행성을 거느리는 별들의 질량과 반지름을 정밀하게 측정하여 행성의 질량과 ^[2][3]반지름을 측정하기 위해 사용되었습니다.

적색 거성의 경우 혼합 모드가 관찰되며, 이는 부분적으로 별의 핵심 특성에 직접적으로 민감합니다.이들은 중심핵에서 헬륨을 태우는 적색거성과 아직 ^[4]껍데기에서 수소만 태우는 적색거성의 중심핵이 모델이^[5] 예상하는 것보다 더 느리게 회전하고 있다는 것을 보여주고 중심핵의^[6] 내부 자기장을 제한하기 위해 사용되어 왔다.

에셸 도표

진동 전력의 피크는 큰 별들의 낮은 주파수 및 반지름 순서에 대략 일치합니다.태양의 경우 최대 진폭 모드는 ${\displaystyle {\mathrm{3mHz}}_{}}$ ${\displaystyle {\mathrm{주파수}}_{}}$ 주변에서 발생하며, $순서$는 n m ${\displaystyle {x\mathrm{}}_{}}$ ${\displaystyle {\le }_{}}$ ${\displaystyle 20}${\$display$ style $n_{\mathrm {max}}\apprough$ 20$\}$입니다. 혼합 모드는 관찰되지 않습니다.질량이 더 크고 진화된 별의 경우, 모드는 반지름 차수가 더 낮고 주파수가 더 낮습니다.진화된 별에서 혼합 모드를 볼 수 있습니다.원칙적으로 이러한 혼합 모드는 주계열성에도 존재할 수 있지만 주파수가 너무 낮아 관측 가능한 진폭까지 들뜨지 못합니다..[9]는 모드를 주파수에 따라 frequen의 함수로 표시가 있는 계단, 다이어그램을 동기를 부여하는 주어진 각도 정도의High-order 압력 모드 ℓ{\displaystyle \ell}대략 주파수에 evenly-spaced, 독특한 간격이 큰 분리 Δ로 ν{\displaystyle \Delta \nu} 알려진 것으로 예상된다.cy modulo 큰 분리 및 특정 각도의 모드는 대략 수직 능선을 형성합니다.

스케일링 관계

최대 진동 전력의 주파수는 음향 차단 주파수에 따라 대략적으로 달라지는데^[10], 이 주파수는 항성 대기에서 파동이 전파될 수 있으므로 갇히지 않고 고정 모드에 기여하지 않습니다.이것으로 알 수 있다.

$\displaystyle \nu _{\mathrm {max}}\propto {\sqrt {T_{\mathrm {eff}}}}$

마찬가지로 큰 주파수 분리 $\delta {\displaystyle \mathrm{}}$ {$displaystyle \Delta \nu}$는 밀도의 제곱근에 거의 비례하는 것으로 알려져 있습니다.

$\displaystyle \Delta \nu \propto \sqrt {M} {R^{3}}}$

유효 온도의 추정치와 결합하면 태양의 알려진 값에 비례 상수를 기초로 별의 질량과 반지름을 직접 해결할 수 있습니다.이를 스케일링 관계라고 합니다.

${\displaystyle M\propto {frac {\mathrm {max} {{3}} {\Delta \nu ^{4}}T_{\mathrm {eff} }^{3/2}}$

${\displaystyle R\propto {\mathrm {max}}{\Delta \nu ^{2}}T_{\mathrm {eff} }^{1/2}}$

마찬가지로 별의 광도를 알면 흑체 광도 $관계{\displaystyle }$ L${\displaystyle {}^{}}$ ${\displaystyle {R\mathrm{}}^{}}$ ${\displaystyle {}^{}{}_{}^{}}$ ${\displaystyle {T\mathrm{}}_{}^{}}$ e ${\displaystyle f_{\mathrm{}}^{}}$ 4$({$ R$^{2})$를 통해 온도를 대체할 수 있습니다.$T_{\mathrm {eff}$}^{$4$ 다음과 같은 경우

${\displaystyle M\propto {frac {\mathrm {max} {{12/5}} {\Delta \nu ^{14/5}} L^{3/10}$

${\displaystyle R\propto {frac {\mathrm {max} {{4/5}} {\Delta \nu ^{8/5}} L^{1/10}$

「 」를 참조해 주세요.

• 별진학
• 일진학
• 변광성

태양과 같은 밝은 발진기 몇 개

• 프로시온
• 센타우루스자리 알파 A와 B
• 뮤허큘리스

레퍼런스

외부 링크

• J. Christensen-Dalsgaard(덴마크 오르후스 대학교)가 발행한 별의 진동에 관한 강의 노트