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Solar-type oscillations on the giant branch
Thomas Kallinger
Art der Arbeit
Dissertation
Universität
Universität Wien
Fakultät
Fakultät für Geowissenschaften, Geographie und Astronomie
Betreuer*in
Werner Wolfgang Weiss
DOI
10.25365/thesis.4288
URN
urn:nbn:at:at-ubw:1-29889.09332.631166-6
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(Print-Exemplar eventuell in Bibliothek verfügbar)
Abstracts
Abstract
(Deutsch)
Gegen Ende ihres Lebens dehnen sich sonnenähnliche Sterne erheblich aus und werden zu Roten Riesen. Dabei zeigen sie, so wie auch die Sonne selbst, stark gedämpfte Oszillationen, die durch die turbulenten konvektiven Strömungen in ihren äußeren Hüllen angeregt werden. Diese Schwingungen ermöglichen die seismologische Erkundung der inneren Sternstruktur und erlauben unter anderem die Bestimmung des Sternalters aufgrund der Ausdehnung des Kerns.
Bisher war es nicht geklärt, ob man bei Roten Riesen, ähnlich wie bei sonnenähnlichen Sternen, radiale und nicht-radiale Schwingungen beobachtet, deren Lebenszeiten signifikant länger sind als bei sonnenähnlichen Sternen, oder nur radiale Oszillationen mit Lebenszeiten vergleichbar zu den in sonnenähnlichen Sternen. Letzteres würde die aus den beobachtbaren Schwingungen ableitbaren Informationen erheblich einschränken. Zu Beginn meiner Arbeit gab es noch keine allgemein anerkannte Theorie welche die zeitliche Entwicklung von Konvektion berücksichtigt und damit die Anregung und Dämpfung von sonnenähnlicher Pulsation erklärt. Weiters beschränkten sich die Beobachtungen hauptsächlich auf den Nachweis von sonnenähnlicher Pulsation. Aber das Interesse und das Potenzial zur Untersuchung der Struktur dieser Sterne waren groß, sodass die kanadische Weltraummission MOST und das europäische Satellitenprojekt CoRoT Programme zur Beobachtung von sonnenähnlich pulsierenden Roten Riesen entwickelten.
Ein Teil dieser Arbeit beschäftigt sich mit dem Nachweis von radialen und nicht-radialen Schwingungen in der 28 Tage langen MOST Präzisionsphotometrie des G9.5 Riesen ε Oph. Die Oszillationsfrequenzen wurden unter der Annahme von relativ stabilen Schwingungen, d.h. unter der Annahme von langen Lebenszeiten, extrahiert. Deren Signifikanz wurde bezüglich des lokalen Hintergrundrauschens bewertet, welches durch die stellare Oberflächengranulation verursacht wird und mit Hilfe eines einfachen Potenzgesetzes berechnet werden kann. Die beobachteten Frequenzen wurden mit Modellfrequenzen aus einem umfangreichen Gitter von Sternmodellen verglichen, um Modelle zu identifizieren, deren Eigenfrequenzen möglichst gut mit den beobachteten übereinstimmen. Das am besten passende Modell erklärt 18 der 21 beobachteten Frequenzen als radiale und nicht-radiale Oszillationen und liegt innerhalb der ±1σ Fehlergrenzen von ε Oph’s Position im H-R Diagram und dessen interferometrisch bestimmten Radius. Aufgrund des relativ kurzen Datensatzes waren die Lebenszeiten der Schwingungen nicht direkt messbar. Die Streuung der beobachteten Frequenzen um die Modellfrequenzen deutet jedoch auf eine durchschnittliche Lebenszeit von 10 bis 20 Tagen hin. Diese Interpretation ist aber kontroversiell. So behaupten etwa Barban et.al. (2007), im gleichen Datensatz von ε Oph nur radiale Schwingungen mit sehr kurzen Lebenszeiten nachweisen zu können. Deren Resultat widerspricht somit meinem und stellt generell das asteroseismologische Potential von Roten Riesen in Frage.
Diese Unklarheit konnte mit Hilfe der ersten 150 Tage langen Beobachtungskampagne von CoRoT beseitigt werden. Mehr als 300 Sterne wurden gefunden, die ein für Rote Riesen typisches Granulations- und Pulsationsverhalten zeigen. Mit Hilfe einer halbautomatischen Prozedur konnten die pulsierenden Roten Riesen unter den ca. 11000 beobachteten Sternen identifiziert werden. Exemplarisch für die große Zahl von neu entdeckten pulsierenden Roten Riesen habe ich zwei Sterne genauer untersucht. In einem ersten Schritt wurden die Fourierspektren mit Hilfe eines Potenzgesetzes bezüglich des stellaren Hintergrundsignals korrigiert. Die residualen Fourierspektren zeigen ein klares Muster aus radialen und nicht-radialen Oszillationen, deren Frequenzen mit Hilfe von Lorentzprofilen ermittelt wurden. Eine erste Abschätzung über die stellaren Massen und Radien ließ sich aus den globalen Pulsationsparametern ableiten. Im Fall der beiden CoRoT Sterne wurden Modelle gefunden, die alle 13 bzw. 12 extrahierten Frequenzen innerhalb der Beobachtungsfehler als radiale und nicht-radiale Schwingungen erklären. Weiters deuten die schmalen Profile der beobachteten Pulsationsmoden und die relative Stabilität des Signals in einer Zeit-Frequenzanalyse darauf hin, dass die Lebenszeiten der Schwingungen bei etwa 20 bis 50 Tagen liegen.
Als wichtigste Resultate meiner Arbeit sehe ich: 1. Die Entscheidung der Kontroverse um die Existenz von nicht-radialen Pulsationsmoden in Roten Riesen. 2. Die Lebenszeiten dieser Schwingungen sind erheblich länger als bei sonnenähnlichen Sternen. 3. Die beobachteten Oszillationen lassen sich durch Frequenzen von Modellen Roter Riesen eindeutig erklären.
Dies unterstreicht das große asteroseismologische Potenzial dieser Sterne und liefert einen Beitrag zum besseren Verständnis der späten Stadien in der Sternentwicklung.
Abstract
(Englisch)
Towards the end of their lives, stars like the Sun greatly expand and become red giants. Like the Sun, they show strongly damped oscillations stochastically excited by the turbulent convective motions in their outer envelopes. These oscillation frequencies provide great potential for seismic probing of the internal structure of red-giant stars, and allow to determine, e.g., the stellar age.
It has been unknown whether red giants exhibit radial and nonradial oscillations as it is known for sun-like stars but with significantly longer lifetimes, or radial modes only with lifetimes comparable to those of sun-like stars. In the second case this would seriously limit the asteroseismically deducible information. At the beginning of this study, no commonly accepted theory taking into account the temporal evolution of convection was available which is necessary to explain the driving and damping of solar-type oscillations. Furthermore, the observations were still in their infancy. But the interest and potential to investigate the structure of red giants was high, and both the Canadian space mission MOST and the European satellite CoRoT developed programs to observe pulsating red giants.
Here I report on the detection of both radial and nonradial oscillations in the 28 days long high-precision MOST photometry of the G9.5 giant ε Oph. I have extracted the mode frequencies assuming the signal to be relatively stable, i.e. assuming the lifetimes to be long. Their significance was evaluated with respect to a simple power law model fit representing the local background noise due to intrinsic surface granulation. The extracted frequencies were then compared to those of an extensive grid of stellar models in order to search for models whose oscillation spectra best matches the observed frequencies. The best fit model explains 18 of the 21 observed frequencies as radial and nonradial p modes. It is located within ±1σ of ε Oph’s position in the H-R diagram and its interferometrically determined radius. The lifetimes of the observed oscillations are not directly accessible due to the relatively short data set. But the small scatter of the frequencies about the model predicted frequencies indicates that the average lifetime could be as long as 10 to 20 days. This interpretation is quite controversial. For example, Barban et. al. (2007) claimed to find short living radial modes only in the same data set of ε Oph. Consequently, their findings strongly contradicts my result and questions the asteroseismic potential of red giants in general.
This ambiguity could be solved by the first 150 days long-run observations of CoRoT. More than 300 stars have been identified showing a granulation and pulsation signal in a frequency and amplitude range typical for solar-type pulsation in red giants. A semi-automatic method was used to identify the red-giant candidates among the about 11000 exofield targets. Exemplary for the large number of CoRoT red-giant pulsators I have analyzed two stars in detail. In a first step, their power spectra are corrected for the intrinsic background signal using power law model fits. The residual power spectra show a clear pattern of radial and nonradial modes and Lorentzian profile fits are used to extract the frequencies of 12 and 13 p modes, respectively. First estimates for the stellar mass and radii are determined from global pulsation parameter. In case of the two CoRoT stars, I found red-giant models whose oscillation spectra match all observed frequencies as radial and nonradial modes with an angular degree of up to and including 3. Furthermore, the narrow profiles of the observed modes and the relative stability of these modes in a time-frequency analysis indicates that the mode lifetimes are of the order of 20 to 50 days.
As the main result of this thesis I conclude: 1. To resolve the controversy about the existence of nonradial modes in red giants. 2. Their lifetimes are significantly longer than those in sun-like stars. 3. The observable oscillations are consistent with theoretical eigenspectra of red-giant models.
This finally approves the high asteroseismic potential of red-giant stars and will contribute to a better understanding of the late stages of stellar evolution.
Schlagwörter
Schlagwörter
(Englisch)
solar-type oscillations asteroseismology red giants nonradial oscillations stellar evolution
Schlagwörter
(Deutsch)
Sonnenähnliche Pulsation Asteroseismologie Rote Riesen nichtradiale Schwingungen Sternentwicklung
Autor*innen
Thomas Kallinger
Haupttitel (Englisch)
Solar-type oscillations on the giant branch
Paralleltitel (Deutsch)
Sonnenähnliche Oszillationen am Roten Riesen Ast
Publikationsjahr
2009
Umfangsangabe
132 S. : Ill., graph. Darst.
Sprache
Englisch
Beurteiler*innen
David Guenther ,
Artie Hatzes
Klassifikationen
39 Astronomie > 39.22 Astrophysik ,
39 Astronomie > 39.40 Sternsysteme, Sterne
AC Nummer
AC05040351
Utheses ID
3797
Studienkennzahl
UA | 091 | 413 | |