Fale powstające w gwiazdach są falami akustycznymi, dokładnie takimi, jakie emitują instrumenty muzyczne. Penetrują one całe wnętrze gwiazdy, co widać na Rysunku (1). Aby dokonać opisu matematycznego tego zjawiska, musimy sięgnąć do podstawowych równań hydrodynamiki opisujących fizykę w stacjonarnej gwieździe. Następnie chcemy zobaczyć, jak wielkości fizyczne, takie jak ciśnienie, gęstość i temperatura, będą zachowywać się, jeśli wprowadzimy małe zaburzenie (perturbację). W rezultacie dostaniemy równania opisujące szereg możliwych modów oscylacji. Co ciekawe, różne mody występują w różnych częściach gwiazdy. Pulsacje, w których dominującą rolę odgrywa ciśnienie (oznaczone literką „p” na Rys. 1) będą propagować się przy powierzchni gwiazdy, nie będąc w stanie dotrzeć do jej wnętrza. W samym centrum gwiazdy mamy do czynienia z modami grawitacyjnymi („g”).
Zajmując się oscylacjami gwiazd możemy użyć dwóch różnych podejść: starać się konstruować model teoretyczny na podstawie obserwowanych częstotliwości pulsacji lub próbować stworzyć model i następnie dopasowywać jego parametry tak, by oddawał rzeczywistość. Pulsacje obserwujemy w postaci zmian w natężeniu światła w różnych długościach fali. Dla Słońca, najbliższej nam gwiazdy, możliwe są bardziej szczegółowe pomiary prędkości materii na jego powierzchni za pomocą efektu Dopplera (Rysunek 2).
Pierwszymi zaobserwowanymi pulsującymi gwiazdami były cefeidy. Zmiany ich jasności jesteśmy w stanie zaobserwować gołym okiem. Naukowcy dosyć szybko doszli do wniosku, że inne gwiazdy pulsują w bardziej skomplikowany sposób, gdyż w klasycznych cefeidach obecny jest tylko jeden wzbudzony mod (więcej o pulsacjach cefeid w artykule Jak się pulsuje cefeidom w Wielkim Obłoku Magellana?). W większości przypadków mamy do czynienia z większą ilością modów, więc obserwujemy wiele częstotliwości oscylacji. Im więcej ich widzimy, tym więcej informacji jesteśmy z nich w stanie wydobyć. Obecnie obserwujemy ponad milion częstotliwości z jakimi pulsuje Słońce. Niestety, wciąż nie jesteśmy w stanie zgromadzić wielu danych z bardziej odległych gwiazd.
Bardzo wiele pytań w asterosejsmologii wciąż pozostaje bez odpowiedzi, ale nauka ta przyniosła bardzo wiele ważnych odkryć. Dla każdej gwiazdy, dla której widzimy pulsacje, jesteśmy w stanie wyznaczyć jej wiek, masę i status ewolucyjny. Pozwala to budować dokładniejsze teorie ewolucji gwiazd. Najwięcej dowiedzieliśmy się oczywiście o Słońcu. Poza dokładnym opisem temperatury, ciśnienia czy gęstości w jego wnętrzu udało się otrzymać także jego profil prędkości, który tłumaczy zagadkę wędrówki plam na tarczy Słońca i daje podwaliny pod teorię opisującą pole magnetyczne Słońca. Asterosejsmologia jest bardzo ważną i ciekawą dziedziną. To nasza jedyna metoda patrzenia do wnętrza gwiazd, bez czego nie bylibyśmy w stanie budować wielu teorii astrofizycznych.
Źródło: Anna Ogorzałek
Na ilustracji: Wnętrze gwiazdy. Fale grawitacyjne rozchodzą się w warstwie promienistej, a ciśnieniowe - w warstwie konwektywnej. Dzięki tym falom możemy badać rejony gwiazdy niedostępne dla innych metod. Źródło: NASA
(Tekst ukazał się pierwotnie w serwisie Orion, którego zasoby zostały włączone do portalu Urania)
