Güneş benzeri salınımlar

Güneş benzeri salınımlar, tıpkı Güneş'te olduğu gibi, yıldızların dış katmanlarındaki çalkantılı konveksiyon yoluyla ortaya çıkan salınımlardır. Bu tür salınımlar gösteren yıldızlara Güneş benzeri salınıcılar (solar-like oscillators) denir. Güneş benzeri salınımlar, belirli bir frekans aralığı boyunca uyarılan duran basınç modları ve karışık basınç-kütleçekim modlarıdır; genlikleri ise yaklaşık olarak çan eğrisi şeklinde bir dağılım sergiler. Opaklık kaynaklı salınıcıların aksine, bu frekans aralığındaki tüm modlar uyarıldığı için salınımları tespit etmek görece kolaydır. Bu stokastik (rastlantısal) uyarım mekanizması, Sefe değişenleri gibi yıldızlarda görülen ve opaklığa dayalı Kappa mekanizması'ndan farklıdır. Yüzeydeki konveksiyon aynı zamanda modları sönümler ve her mod, frekans uzayında bir Lorentz eğrisi ile iyi bir şekilde modellenebilir. Bu eğrinin genişliği modun ömrüne karşılık gelir ve mod ne kadar hızlı sönümlenirse, Lorentz eğrisi de o kadar geniş olur. Yüzeyinde konveksiyon bölgesi bulunan tüm yıldızların (yaklaşık 7.000 K yüzey sıcaklığına kadar olan soğuk anakol yıldızları, altdevler ve kırmızı devler dahil) Güneş benzeri salınımlar göstermesi beklenir. Salınımların genlikleri çok küçük olduğu için bu alandaki çalışmalar, özellikle uzay görevleri (başta CoRoT ve Kepler olmak üzere) sayesinde muazzam bir ilerleme kaydetmiştir.

Diğer kullanım alanlarının yanı sıra, Güneş benzeri salınımlar gezegene ev sahipliği yapan yıldızların kütle ve yarıçaplarını hassas bir şekilde belirlemek ve dolayısıyla bu gezegenlerin kütle ve yarıçap ölçümlerini iyileştirmek için de kullanılmıştır.

Kırmızı devlerde, kısmen doğrudan yıldızın çekirdek özelliklerine duyarlı olan karışık modlar gözlemlenir. Bu modlar, öncelikle çekirdeklerinde helyum yakan kırmızı devleri, henüz sadece bir kabuk içinde hidrojen yakanlardan ayırt etmek için kullanılır. Ayrıca, kırmızı dev çekirdeklerinin modellerin öngördüğünden daha yavaş döndüğünü göstermek ve iç manyetik alanlarını sınırlamak amacıyla da kullanılmıştır.

Salınım gücünün tepe noktası, daha büyük yıldızlar için kabaca daha düşük frekanslara ve daha düşük radyal mertebelere karşılık gelir. Güneş için en yüksek genlikli modlar, 3 mHz frekansı civarında ve n m a x ≈ 20 {\displaystyle n_{\mathrm {max} }\approx 20} mertebesinde meydana gelir ve hiç karışık mod gözlemlenmez. Daha kütleli ve daha evrimleşmiş yıldızlarda ise modlar daha düşük radyal mertebelerde ve genel olarak daha düşük frekanslarda bulunur. Karışık modlar evrimleşmiş yıldızlarda görülebilir. Prensipte, bu tür karışık modlar anakol yıldızlarında da mevcut olabilir, ancak gözlemlenebilir genliklere ulaşacak şekilde uyarılmak için çok düşük frekanstadırlar. Belirli bir ℓ {\displaystyle \ell } açısal derecesine sahip yüksek mertebeli basınç modlarının, frekans açısından kabaca eşit aralıklı olması beklenir. Bu karakteristik aralık, büyük ayrım Δ ν {\displaystyle \Delta \nu } olarak bilinir. Eşel diyagramında mod frekansları, büyük ayrım modülüne göre çizilir ve belirli bir açısal dereceye sahip modlar kabaca dikey sırtlar oluşturur. Bu diyagram, aynı zamanda modlar arasındaki küçük frekans ayrımını δ ν {\displaystyle \delta \nu } da ortaya çıkarır; ki bu da doğrudan yıldızın çekirdeğinin durumu ve dolayısıyla yaşı hakkında çok hassas bilgi verir. Bu durum, bu tür diyagramların kullanımını teşvik eder.

Maksimum salınım gücü frekansının ( ν m a x {\displaystyle \nu _{\mathrm {max} }} ), akustik kesim frekansı ile yaklaşık bir şekilde değiştiği kabul edilmektedir. Bu frekansın üzerinde dalgalar yıldız atmosferinde yayılabilir ve bu nedenle hapsolmayarak duran modlara katkıda bulunmazlar. Bu durum aşağıdaki bağıntıyı verir:

ν m a x ∝ g T e f f {\displaystyle \nu _{\mathrm {max} }\propto {\frac {g}{\sqrt {T_{\mathrm {eff} }}}}}

Benzer şekilde, büyük frekans ayrımı Δ ν {\displaystyle \Delta \nu } değerinin, yoğunluğun kareköküyle yaklaşık olarak orantılı olduğu bilinmektedir:

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

Bu bağıntılar, etkin sıcaklık tahminiyle birleştirildiğinde, orantı sabitlerini Güneş için bilinen değerlere dayandırarak doğrudan yıldızın kütlesini ve yarıçapını çözmeye olanak tanır. Bunlar, ölçekleme bağıntıları olarak bilinir:

M ∝ ν m a x 3 Δ ν 4 T e f f 3 / 2 {\displaystyle M\propto {\frac {\nu _{\mathrm {max} }^{3}}{\Delta \nu ^{4}}}T_{\mathrm {eff} }^{3/2}}

R ∝ ν m a x Δ ν 2 T e f f 1 / 2 {\displaystyle R\propto {\frac {\nu _{\mathrm {max} }}{\Delta \nu ^{2}}}T_{\mathrm {eff} }^{1/2}}

Alternatif bir yöntem olarak yıldızın bilinen ışıma gücü de kullanılabilir. Bu durumda sıcaklık ifadesinin yerini, kara cisim ışıma gücü bağıntısı olan L ∝ R 2 T e f f 4 {\displaystyle L\propto R^{2}T_{\mathrm {eff} }^{4}} alır. Bu da aşağıdaki bağıntıları verir:

M ∝ ν m a x 12 / 5 Δ ν 14 / 5 L 3 / 10 {\displaystyle M\propto {\frac {\nu _{\mathrm {max} }^{12/5}}{\Delta \nu ^{14/5}}}L^{3/10}}

R ∝ ν m a x 4 / 5 Δ ν 8 / 5 L 1 / 10 {\displaystyle R\propto {\frac {\nu _{\mathrm {max} }^{4/5}}{\Delta \nu ^{8/5}}}L^{1/10}}

• Procyon
• Alfa Centauri A ve B
• Mu Herculis

• Asterosismoloji
• Helyosismoloji
• Değişen yıldızlar

• Lecture Notes on Stellar Oscillations (Yıldız Salınımları Üzerine Ders Notları) - Jørgen Christensen-Dalsgaard (Aarhus Üniversitesi, Danimarka). (İngilizce)
• Güneş ve Güneş Benzeri Yıldızlar Sempozyumu İstanbul - Halil Kırbıyık (Orta Doğu Teknik Üniversitesi, 2010).
• Güneş Benzeri Titreşim Yapan Yıldızların Yapısı ve Evrimi (Doktora Tezi) - Zeynep Çelik Orhan (Ege Üniversitesi, 2017).

NükleosentezYapıÖzelliklerYıldız sistemleriDünya merkezli
gözlemlerListelerİlgili