Ind i maven på røde kæmpestjerner

Transkript

1 Ind i maven på røde kæmpestjerner Jørgen Christensen-Dalsgaard Stellar Astrophysics Centre, Aarhus University

2 Stjernernes udvikling Central hydrogenforbrænding Skalkilde hydrogenforbrændning Skalkilde hydrogenforbrændning og central heliumforbrænding

3 Udviklingsspor, 2.5 M Teixeira et al.

4 Solens udvikling 10.5 Gyr 11 Gyr 10 Gyr 9 Gyr Afslutningen af den centrale brintforbrænding 6 Gyr Den nuværende sol 1 Gyr

5 Solens udvikling

6 Solens udvikling

7 Solens udvikling

8 Central massefylde, 1.1 𝑀

9 Lysstyrke Feltstjerner i solens nabolag Hipparcos data: figur fra Dehnen & Binney (1998; MNRAS 298, 387) Overfladetemperatur

10 Hvad ved vi om stjerner? Overfladetemperatur Grundstofsammensætning på overfladen Radius? Tyngdeacceleration på overfladen? Lysstyrke? Masse?? Indre egenskaber???

11 Sir Arthur Stanley Eddington: The Internal Constitution of the Stars 1926 Sir Arthur Eddington ( ) At first sight it would seem that the deep interior of the sun and stars is less accessible to scientific investigation than any other region of the universe... What appliance can test conditions within [a star]?

12 Asteroseismologi Studiet af stjerners indre ud fra observationer af stjernesvingninger Oscillation frequencies can be determined with extremely high precision Frequencies are sensitive to internal structure and rotation Mode amplitudes and lifetimes are sensitive to near-surface physics, including convective dynamics

13 Asteroseismologi Studiet af stjerners indre ud fra observationer af stjernesvingninger Den store danske Encyklopædi

14 Asteroseismology Studiet af stjerners indre ud fra observationer af stjernesvingninger Svingningsfrekvenser kan bestemmes med ekstrem høj præcision Frekvenserne er følsomme over for stjernens indre struktur og rotation

15 Svingninger på en stjernes overflade (l, m) = (1,0) (l, m) = (2,0) (l, m) = (2,2) (l, m) = (3,3) (l, m) = (20,0) (l, m) = (20,17) Graden l Den azimuthale orden m

16 Typer af stjernesvingninger Akustiske svingninger (p svingninger) Stående lydbølger Relativt høje frekvenser Afhænger overvejende af lydhastigheden Når stjernens centrale dele, ved lave grader g-svingninger Stående interne tyngdebølger Relativt lave frekvenser Afhænger overvejende af opdriftsfrekvensen, meget følsomme over for variationer i hydrogen-indholdet

17 Atmosfæriske tyngdebølger

18 Sol-lignende svingninger Eksiteret af akustisk støj fra konvektion nær stjernens overflade Amplituden er bestemt af balance mellem energi-inputtet og dæmpningen I mindre udviklede stjerner: akustiske svingninger I udviklede stjerner: også blandede svingninger med karakter af g-svingninger

19 Musik fra en flaske

20 Konvektion nær solranden

21 Sol-lignende svingninger Eksiteret af akustisk støj fra konvektion nær stjernens overflade Amplituden er bestemt af balance mellem energi-inputtet og dæmpningen I mindre udviklede stjerner: akustiske svingninger I udviklede stjerner: også blandede svingninger med karakter af g-svingninger

22 Observationer af sollignende svingninger Radialhastighed Amplituder typisk under 1 m/s Følsom over for svingninger af grad 0, 1, 2, 3 Observer en stjerne ad gangen Intensitet Amplituder typisk nogle få ppm Følsom over for grader 0, 1, 2 Observer mange stjerner samtidig

23 Observationer af sollignende svingninger Radialhastighed Amplituder typisk under 1 m/s Følsom over for svingninger af grad 0, 1, 2, 3 Observer en stjerne ad gangen Intensitet Amplituder typisk nogle få ppm Følsom over for grader 0, 1, 2 Observer mange stjerner samtidig

24 Lidt om Kepler Finder exoplaneter med transit-metoded Fotometrisk asteroseismologi kontinuerte observationer af 100 kvadratgrader Samtidige observationer af et stort antal stjerner

25 Reaction wheels

26 Keplers opsendelse 7. marts 2009

27 Keplers opsendelse 7. marts 2009 Missions afslutning: maj 2013

28 Keplers synsfelt: 110 kvadratgrader

29 Svingninger i en orgelpibe Frekvens ν Frekvens ν Frekvens ν

30 En lyd med mange frekvenser Frekvens

31 Orgelpiben og stjernen Orgelpibe Stjerne

32 Svingningsintensitet Solen observeret som en stjerne Frekvens (mhz)

33 Stor frekvens-adskillelse:

34 Små frekvensadskillelser

35 Svingningsenergi Kepler-observationer af sol-tvillinger Frekvens (mhz) Metcalfe et al. (2012; ApJ 748, L10)

36 Svingningsenergi Kepler-observationer af sol-tvillinger Frekvens (mhz)

37 Rotations-opsplitning

38 Fit til frekvenserne for KIC [Fe/H] = -1 M/M = R/R = 2.62 Alder = 12.2 Gyr Deheuvels et al. (2012; ApJ 756, 19)

39 Observerede rotations- opsplitninger Deheuvels et al. (2012; ApJ 756, 19)

40 Fit til rotations-opsplitninger Fastlegeme-rotation /2¼= 328 nhz To-zone model c /2¼= 696 nhz e /2¼= 51 nhz Deheuvels et al. (2012; ApJ 756, 19)

41 Svingninger i røde kæmper CoRoT data De Ridder et al. (2009; Nature 459, 398)

42 Lysstyrke Feltstjerner i solens nabolag Hipparcos data: figur fra Dehnen & Binney (1998; MNRAS 298, 387) Overfladetemperatur

43 Et HR-diagram i termer af max Kepler CoRoT Rød klump Huber (2012)

44 Svingningsenergi Kepler-observationer af sol-tvillinger Frekvens (mhz)

45 Period spacings (sec) Kepler-observationer af rød kæmpe Obs. Model Beck et al. (2011; Science 332, 205)

46 Periode-opførsel for g-svingninger

47 Periode-opførsel for g-svingninger

48 Power Ind i en kæmpes mave Fin-struktur l = 2 kerne-struktur l = 1 l = 0 l = 1 l = 1 Frekvens Beck et al. (2012; Nature, 481, 55)

49 Power Ind i en kæmpes mave Fin-struktur l = 2 kerne-struktur l = 1 l = 0 l = 1 l = 1 Frekvens Beck et al. (2012; Nature, 481, 55)

50 Kepler-observationer Hydrogen-forbrænding Helium-forbrænding Bedding et al. (Nature, 2011, 471, 608)

51 Ensemble asteroseismologi Hydrogen-skal forbrænding Helium flash Ingen helium flash Bedding et al. (Nature, 2011, 471, 608)

52 Opdrifts-frekvenser Rød kæmpe He forbrænding He forbrænding konvektiv kerne

53 Røde kæmper og klump-stjerner Mosser et al. (2014; A&A 572, L5)

54 Power Ind i en kæmpes mave: rotation Fin-struktur kernestruktur Frequency Hyperfin struktur Kerne-rotation Beck et al. (2012; Nature, 481, 55)

55 Hurtig rotation af stjernens kerne De mest g-dominerede svingninger viser den største opsplitning For de mere g-dominerede svingninger kommer det meste af effekten fra kernen [Data] er kompatible med en kerne der roterer 10 gange hurtigere end overfladen Beck et al.(2012; Nature, 481, 55)

56 Ensemble kerne-rotation RGB RC Mosser et al. (2012; A&A 548, A10)

57 Udvikling af rotation Uden transport af angulært moment er det angulære moment J lokalt bevaret

58 Central sammentrækning, 1.1 M m/m = r shell

59 Model af kernens rotation H-kernen Bunden af det konvektive område 1.5 M Udviklet til 12.6 L Observet værdi ~ 0.5 μhz Ingen ekstra transport Eggenberger et al. (2012; A&A 544, L4)

60 Transport af angulært moment Turbulens Cirkulation (drevet af rotation) Magnetfelter (oprindelige eller dynamogenerede) Tyngdebølger Ikke nok!

61 Udvikling af rotation Observationer Kernerotations-periode Cantiello et al. (2014; ApJ 788, 93) TS: Tayler-Spruit dynamo

62 Udvikling af rotation Observationer Kernerotations-periode Cantiello et al. (2014; ApJ 788, 93) TS: Tayler-Spruit dynamo