Oscillations de type solaire - Solar-like oscillations

Les oscillations de type solaire sont des oscillations d' étoiles distantes qui sont excitées de la même manière que celles du Soleil , à savoir par convection turbulente dans ses couches externes. Les étoiles qui présentent des oscillations de type solaire sont appelées oscillateurs de type solaire . Les oscillations sont des modes de pression stationnaire et de pression-gravité mixtes qui sont excités sur une plage de fréquences, les amplitudes suivant approximativement une distribution en forme de cloche. Contrairement aux oscillateurs pilotés par l'opacité, tous les modes de la gamme de fréquences sont excités, ce qui rend les oscillations relativement faciles à identifier. La convection de surface amortit également les modes, et chacun est bien approximé dans l'espace fréquentiel par une courbe lorentzienne dont la largeur correspond à la durée de vie du mode: plus il décroît vite, plus le lorentzien est large. Toutes les étoiles avec des zones de convection de surface devraient montrer des oscillations de type solaire, y compris des étoiles froides de la séquence principale (jusqu'à des températures de surface d'environ 7000K), des sous-géantes et des géantes rouges. En raison des faibles amplitudes des oscillations, leur étude a énormément avancé grâce aux missions spatiales (principalement COROT et Kepler ).

Des oscillations de type solaire ont été utilisées, entre autres, pour déterminer précisément les masses et rayons des étoiles hébergeant des planètes et ainsi améliorer les mesures des masses et des rayons des planètes.

Dans les géantes rouges, on observe des modes mixtes , qui sont en partie directement sensibles aux propriétés de base de l'étoile. Ceux-ci ont été utilisés pour distinguer les géantes rouges brûlant de l'hélium dans leurs noyaux de celles qui ne brûlent encore que de l'hydrogène dans une coquille, pour montrer que les noyaux des géantes rouges tournent plus lentement que les modèles ne le prédisent et pour contraindre les champs magnétiques internes des noyaux.

Diagrammes d'échelle

Un diagramme d' échelle pour le Soleil, utilisant des données pour les modes à faible degré angulaire du Birmingham Solar Oscillations Network (BiSON). Les modes du même degré angulaire forment des lignes à peu près verticales à des fréquences élevées, comme prévu du comportement asymptotique des fréquences de mode.

{\ displaystyle \ ell}

Le pic de la puissance d'oscillation correspond à peu près aux fréquences inférieures et aux ordres radiaux pour les étoiles plus grandes. Pour le Soleil, les modes d'amplitude la plus élevée se produisent autour d'une fréquence de 3 mHz avec ordre , et aucun mode mixte n'est observé. Pour les étoiles plus massives et plus évoluées, les modes sont d'ordre radial inférieur et de fréquences globalement plus basses. Les modes mixtes peuvent être vus dans les étoiles évoluées. En principe, ces modes mixtes peuvent également être présents dans les étoiles de la séquence principale, mais ils sont à une fréquence trop basse pour être excités à des amplitudes observables. On s'attend à ce que les modes de pression d'ordre élevé d'un degré angulaire donné soient à peu près régulièrement espacés en fréquence, avec un espacement caractéristique connu sous le nom de grande séparation . Ceci motive le diagramme d'échelles , dans lequel les fréquences de mode sont tracées en fonction de la fréquence modulo la grande séparation, et les modes d'un degré angulaire particulier forment des arêtes sensiblement verticales. ${\ displaystyle n _ {\ mathrm {max}} \ environ 20}$ ${\ displaystyle \ ell}$ ${\ displaystyle \ Delta \ nu}$

Échelle des relations

On admet que la fréquence de la puissance d'oscillation maximale varie sensiblement avec la fréquence de coupure acoustique, au-dessus de laquelle les ondes peuvent se propager dans l'atmosphère stellaire, et ne sont donc pas piégées et ne contribuent pas aux modes stationnaires. Cela donne

{\ displaystyle \ nu _ {\ mathrm {max}} \ propto {\ frac {g} {\ sqrt {T _ {\ mathrm {eff}}}}}}

De même, la grande séparation de fréquence est connue pour être à peu près proportionnelle à la racine carrée de la densité: ${\ displaystyle \ Delta \ nu}$

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

Lorsqu'il est combiné avec une estimation de la température effective, cela permet de résoudre directement la masse et le rayon de l'étoile, en basant les constantes de proportionnalité sur les valeurs connues du Soleil. Celles-ci sont connues sous le nom de relations d'échelle :

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

{\ displaystyle R \ propto {\ frac {\ nu _ {\ mathrm {max}}} {\ Delta \ nu ^ {2}}} T _ {\ mathrm {eff}} ^ {1/2}}

De manière équivalente, si l'on connaît la luminosité de l'étoile, alors la température peut être remplacée via la relation de luminosité du corps noir , ce qui donne ${\ displaystyle L \ propto R ^ {2} T _ {\ mathrm {eff}} ^ {4}}$