Hvězdné pulzace
Marek Skarka
Proměnné hvězdy, Brno 18. října 2023
Pulzující hvězdy v HRD
● Pulzující hvězdy se vyskytují v celém HR diagramu kromě málo hmotných hvězd hlavní posloupnosti (konvekce,
malé amplitudy, špatná detekovatelnost)
● Nejpočetnější skupina proměnných hvězd (cca 70 % ve VSX)
Rimoldini et al. 2023, A&A, 674, 14
GAIA collab., Eyer et al. 2019, A&A, 623, 110
Joshi&Joshi 2015, ApA, 36, 33
Studium změn jasnosti a spektra způsobených pulzacemi
je jedinou možností, jak se podívat dovnitř hvězdy
Přesné určení fyzikálních veličin
● Hmotnost, velikost, hustota
● Vnitřní rotace
● Rozhraní vrstev a vnitřní stavba
● Chemické složení
● Průběh teploty
Každá hvězda pulzuje!
Jak?
Spektroskopické charakteristiky + studium časového vývoje jasnosti (Fourierovská transformace - frekvenční spektrum)
Proč studovat hvězdné pulzace
Tzv. malá
vzdálenost citlivá
na gradient
rychlosti zvuku - >
citlivé na chemické
složení a
diskontinuity
Chaplin&Miglio 2013, ARA&A, 51, 353
Tzv. velká
vzdálenost
souvisí s
rychlostí zvuku
- citlivé na
hustotu
Ploha maxima
struktury citlivá na
velikost hvězdy
Velikost
Hmotnost
Poloměr
Věk
+
Teff (spect.)
->
Svítivost
Proč studovat hvězdné pulzace
Rozštěpění díky
rotaci - zanedbatelné
pro hvězdy
slunečního typu
Kurtz 2022, ARA&A, 60, 31
Rotační rozštěpení nám
prozradí, jak se hvězda otáčí
nejen na povrchu, ale i pod ním
Proč studovat hvězdné pulzace
Proč studovat hvězdné pulzace
Přesnost určení parametrů v rámci procent
Aerts, Mathis, Rogers 2019, ARA&A, 57, 35A
Přesnost měření s pomocí asteroseismologie výrazně lepší než s jinými metodami
Proč studovat hvězdné pulzace
Určování vzdáleností ve vesmíru, mapování Galaxie
Mateu et al. 2017, MNRAS, 469, 721
Pulzující hvězdy v kontextu dějin
● První objevená periodicky proměnná hvězda byla pulzující (Mira, D. Fabricius,
1596) => konec aristotelovského náhledu na svět
● H. S. Leawittová objevila vztah perioda-zářivý výkon u cefeid ve velkém
Magellanově oblaku (1912)
● H. Shapley navrhl teorii světelných změn pomocí pulzací (1914)
● H. Shapley zjistil, že se Slunce nachází na periferii Galaxie (měření vzdálenosti
pomocí hvězd typu RR Lyrae v kulových hvězdokupách, 1920)
● A. Eddington navrhl κ mechanismus (1926)
● V. Slipher a E. Hubble rozlišili cefeidy v M31 a M33, potvrdili tak domněnku o
galaxiích jako hvězdných ostrovech a odhadli jejich vzdálenosti (1926-1929)
● A. Zhevakin, A. Cox – rozpracování teorie radiálních hvězdných pulzací (1956-
1963)
● A. Cox, M. Tassoul – rozpracování teorie neradiálních pulzací (1980)
● Do 90. let klasifikace a pozorování, od 90. let 20. století interpretace
● Nové tisíciletí: objevování nových jevů a chování pulzujících hvězd, výrazný posun v
chápání hvězdných pulzací, vesmírné mise, charakterizace hvězd
Popis hvězdných oscilací
Hvězdy - trojrozměrné (víceméně) sférické oscilátory - možnost výchylek ve třech směrech, popis
pomocí sférických souřadnic a sférických harmonických funkcí
AstroSTEP, http://www.asterostep.eu/Outreach.html#zero
Pulzace probíhají na
tzv. vlastních frekvencích,
které jsou plně závislé na
konkrétních charakteristikách
konkrétní hvězdy
Popis hvězdných oscilací
Aerts, Christensen-Dalsgaard, Kurtz 2010, Asteroseismology,
Springer
n,3,0
n,2,0
n,3,2
n,3,3
n - radiální řád; ℓ - sférický stupeň (celkový počet uzlových kružnic na povrchu); m azimutální
řád (-ℓ,0,+ℓ); počet uzlových kružnic na povrchu procházející póly
Značení: základní mód “F”, 1 harmonický “1O”
AstroSTEP, http://www.asterostep.eu/Outreach.html#zero
http://www.acs.psu.edu/drussell/
n,3,2 n,10,10
sectoralní
tesserální
zonalní
Sektorální a tesserální pulzace jsou klíčové - rotace
https://www.youtu
be.com/watch?v=
P-fOJ-XdlmY
https://www.youtu
be.com/watch?v=
4z4QdiqP-q8
Excitační mechanismy I
● Záklopkový mechanismus (Eddington 1926) - radiální pulzace
○ Změny v opacitě ( ), adiabatickém exponentu (γ), produkci energie ( ),𝜅 𝜖
e.g. Eddington 1926, ISBN 9780521337083, Cowley 1934, MNRAS, 94, 768; Cox 1963, ApJ, 138, 487; Cox et al. 1966, ApJ, 144, 1038
Moravveji et al. 2015, A&A, 580, 27
Z=0.028
Z=0.015
Z=0.014
κ-mechanismus ve vrstvách H, HeII, Fe, teploty cca 10, 40, 200 kK)
(1) Záření ionizuje He II, opacita vzrůstá, roste tlak záření.
Roste tepelná kapacita materiálu, vrstva je tak schopna
pojmout více energie než okolní vrstvy
(2) Expanze
(3) S klesající teplotou se začne rekombinace, uvolní se
teplo, opacita poklesne, záření je uvolněno efektivněji
než v okolních vrstvách, tlak poklesne
(4) Kontrakce
Týká se pouze vnějších vrstev hvězdy
Excitační mechanismy I
● Záklopkový mechanismus (Eddington 1926) - radiální pulzace
○ Změny v opacitě ( ), adiabatickém exponentu (γ), produkci energie ( ),𝜅 𝜖
e.g. Eddington 1926, ISBN 9780521337083, Cowley 1934, MNRAS, 94, 768; Cox 1963, ApJ, 138, 487; Cox et al. 1966, ApJ, 144, 1038
Moravveji et al. 2015, A&A, 580, 27
Z=0.028
Z=0.015
Z=0.014
κ-mechanismus ve vrstvách H, HeII, Fe, teploty cca 10, 40, 200 kK)
(1) Záření ionizuje He II, opacita vzrůstá, roste tlak záření.
Roste tepelná kapacita materiálu, vrstva je tak schopna
pojmout více energie než okolní vrstvy
(2) Expanze
(3) S klesající teplotou se začne rekombinace, uvolní se
teplo, opacita poklesne, záření je uvolněno efektivněji
než v okolních vrstvách, tlak poklesne
(4) Kontrakce
Anderson 2016, MNRAS,
463, 1707 - změny
radiálních rychlostí u ℓ Car
nejsou stejné v každém cyklu
a navíc se mění s hloubkou
zkoumané vrstvy
Excitační mechanismy I
Jiří Žák, 2018, Masaryk university, Bc thesis, DF Cas
Typická křivka hvězdy řízené záklopkovým mechanismem rychlý
vzestup jasnosti, pozvolný pokles - (Hvězdy pásu
nestability - DCEP, RR Lyr, HADS, T2CEP, ACEP)
Maximum jasnosti nastává
přibližně při největším
smrštění a nejvyšší teplotě
Křivky mají
různou
amplitudu v
různých
filtrech koukáme
na
různé vrstvy
fotosféry
Pás nestability
Pro radiálně pulzující hvězdy v
pásu nestability platí pulzační
rovnice
a vztah perioda-zářivý výkon
Čím větší hvězda, tím nižší
hustota a tím delší perioda
základního módu pulzací.
Teplotu můžeme v pásu
nestability aproximovat jako
konstantu a tedy zářivý výkon je
hlavně funkcí rozměru. Odtud
pak zmíněný vztah periodazářivý
výkon
Pás nestability
- oblast, ve které se mohou
rozvinout radiální pulzace
- Teplota ideální k tomu,
aby byla řídící vrstva
dostatečně hmotná a v
ideální hloubce, aby se
pulzace udržely
Červená hranice - vrstva je příliš
hluboko, má malou výchylku,
nastupuje konvekce
Modrá hranice - vrstva je příliš
blízko povrchu a má nízkou
hmotnost
Nelze obecně říct, co přesně
definuje, jestli bude hvězda
pulzovat v základním nebo v
harmonickém módu. Zřejmě
spojeno s tím, kde se nacházejí
pro dané podmínky uzly kmitání.
Vztah perioda-zářivý výkon
Klein et al. 2014, MNRAS, 440, 96 - WISE mid-IR RRL P-L vztahy
Udalski, A. 2015, ASPC, 491, 278
Anderson et al. 2016, ApJS, 226, 18 - chyba paralaxy
způsobená dvojhvězdností je menší než 2 % v 18 z 19
zkumaných DCEPS, chyba urční svítivosti v H-filtru je v
řádu desetin %.
Vztah perioda-zářivý výkon může být ovlivněna
dalšími faktory jako metalicita, dvojhvězdnost,
přítomnost okolohvězdného materiálu, …
Pro různé typy pulzujících
hvězd platí různé vztahy
perioda-zářivý výkon!
Hubble tension - rozdíl mezi H0 odhadlou z CMB a standardních
svíček (DCEPs+SN)
Di Valentino et al. 2021, CQG, 38, 15
H0 = 73.04 ± 1.04 km s-1
Mpc-1
(SH0ES, HST, Riess et al. 2022, ApJ, 934, 7)
X
H0 = 67.4 ± 0.5 km s−1
Mpc−1
(ΛCDM, Planck, Aghanim et al. 2020, A&A, 641, 6)
Efekty, které je dále nutné vzít v potaz:
● Anderson 2019, A&A, 631, 165; Anderson 2022, A&A, 658, 148 červený
posuv, rotace galaxie, změna SED, kontaminace
Vztah perioda-zářivý výkon
NGC 4258NGC 5584
Riess et al. 2023,
2023arXiv230715806R, možná
kontaminace blízkými hvězdami není
problém, HST dává stejné výsledyk
jako JWST
Vztah perioda-zářivý výkon
Udalski et al. 2018, AcA, 68, 315;
Soszynski et al. 2020, AcA, 70, 1: 1974
DCEP, 1625 T2C, 119 ACEP
Soszynski et al. 2015, AcA, 65, 297,
4620 LMC + 4915 SMC
Ripepi et al. 2023, A&A, 674, 17, Gaia DR3
CefeidyDCEP - klasické cefeidy,
radiálně pulzující mladé hmotné
hvězdy (do 100 miliónů let, 5-20
Msun) spalující He v jádru.
T2CEP - staré, málo hmotné a
vyvinuté hvězdy
ACEP - nejistý původ,
pravděpodobně staré vyvinuté
hvězdy
Soszynski et al. 2020, AcA, 70, 1
● 11, 9, 6 % DCEP v MW, LMC a SMC jsou vícenásobné nebo double-mode pulsatory - závislost na metalicitě (Soszynski et al. 2020, AcA,
70, 1)
● O2+O3 pulsatory jsou extrémně vzácné (jen 3 hvězdy)
● Jen 8 známých double-mode T2CEP (Smolec et al. 2018, 481, 3724, Udalski et al. 2018, AcA, 68, 315, Soszynski et al. 2020, AcA, 70,
1)
Cefeidy
BL Her RV Tau
W Vir
Udalski et al. 2018, AcA, 68, 315
Soszynski et al. 2020, AcA, 70, 1
Ripepi et al. 2023, A&A, 674, 17, Gaia DR3
Poměr PS/PL závisí na
metallicitě
● 11, 9, 6 % DCEP v MW, LMC a SMC jsou vícenásobné nebo double-mode
pulsatory - závislost na metalicitě (Soszynski et al. 2020, AcA, 70, 1)
● O2+O3 pulsatory jsou extrémně vzácné (jen 3 hvězdy)
● Jen 8 známých double-mode T2CEP (Smolec et al. 2018, 481, 3724, Udalski et al.
2018, AcA, 68, 315, Soszynski et al. 2020, AcA, 70, 1)
Cefeidy
Dynamické efekty mezi cefeidami - změny mezi cykly, dlouhodobé modulace, period doubling, možné neradiální módy (zejména u ACEP,
T2CEP)
Plachy et al. 2021, ApJS, 253, 11 - změny mezi cykly DCEP Dor𝛽
Smolec et al. 2018, 481, 3724 - Dynamical phenomena in T2CEPs
Evans et al., 2015MNRAS.446.4008E - další módy jsou více
běžné mezi 1O pulzátory
Cefeidy
Molnár&Szabados 2014, MNRAS, 442, 3222 - V473 Lyr O2
DCEP se dvěma modulačními periodami
5290 d
1205 d 1.49 d
Cefeidy
(kvazi)periodická dlouhodobá modulace světelné křivky - Blazhko effect; rezonance (beating) u multi-mode
pulzátorů (DSCT, GDOR)
Počet DCEPs ve vícenásobných systémech 30 -> 80 % (Evans et al. 2015, AJ, 150, 13 - 40 jasných DCEPs během
desetiletí spektroskopicky, přesnost cca 1 km/s, 29+-8 %; Kervella et al. 2019A&A...623A.116K, na pm anomálii - mezi 100
nejbližšími DCEPS 67 vykazuje pm nebo jsou známy jako binární systémy, efektivita metody -> 80 %)
- Studie jsou limitovány na složky s vysokou hmotností, vše komplikováno pulzacemi
Pilecki et al. 2019, ApJ, 910, 118
- only 6 DCEPS are known to
reside in binary systems - large
discrepancies in masses for
pulsation and evolutionary
models (up to 20 %); 41
candidates, 16 out of 18
confirmed SB2 binaries, till then
only 11 systems from which only
5 SB2
Databáze https://konkoly.hu/CEP/orbit.html updatováno červen 2019, Szabados 2003, IBVS, 5394, 1
Cefeidy
Hvězdy typu RR Lyrae
Vyvinuté, málo hmotné hvězdy horizontální větve obrů (typicky mezi 0.5 a 0.8 Msun), pulzují hlavně v základním módu (72 %) a 1O (27 %)
0.5, 5, 11 % RRLs v MW, LMC a SMC jsou multi- nebo double-mode pulzátory - naopak než DCEPs! (Soszynski et al. 2019, AcA, 69, 321 -
78000 RRLs from the Galactic bulge and disk from OGLE)
Soszynski et al. 2014, AcA,
64, 1 - přepnutí módu
pulzací RRL
https://ogle.astrouw.edu.pl/atlas/RR_Lyr.html
RRAB
RRC
RRD
Pulzující hvězdy obecně
mají vyšší amplitudy v
modré oblasti spektra
než v červené!
RRLs (hlavně RRc) vykazují další dynamické efekty jako period doubling či neradiální pulzace
Plachy&Szabo 2021, FrASS, 7, 81
Petersenův diagram
Hvězdy typu RR Lyrae
Netzel et al. 2023,
MNRAStmp2462 - 62 % RRC
vykazuje 0.61xf10 módy, velmi
pravděpodobně neradiální
pulzace
Hvězdy typu RR Lyrae
Netzel et al. 2023, MNRAStmp2462 - 15 % RRc jsou modulovány
V závislosti na vlastnostech dat se
Blažkův jev vyskytuje mezi 30-50 %
RRab a 5-15 % RRc hvězd
Skarka et al. 2020, MNRAS, 494,
1237 - 3141 RRab BL hvězdy z
Galaktické výdutě GB, hvězdy s delší
pulzační periodou mají tendenci mít
menší modulační amplitudy, cca 90
% modulovaných hvězd má stejný
typ modulační obálky
Blažkův jev
Blažkův jev
Skarka et al. 2020, MNRAS, 494, 1237 - Spodní limit pro modulační periody, Blazhko valley (horní
čárkovaná čára v levém obrázku - malé zastoupení modulovaných hvězd s danými modulačními periodami)
Modulační periody jsou mezi dny až desítkami let
Kolláth 2018, pas6.conf, 137 - Nejpravděpodobnější vysvětlení Blažkova jevu je 9:2 rezonance mezi F a O9 módy
Binarity among RR Lyrae stars
Liška, Skarka et al. 2016A&A, 589, 94 - TU UMa je členem dvojhvězdného systému s orbitální periodoiu 23 let, Minimální hmostnot souputníka cca 0.33 Ms
Kervella et al. 2019, A&A, 623, 116
- hmotnost souputníka cca 2 Ms
- dalších 7 kandidátů - potřeba dlouhodobého spektroskopického monitoringu
Binarity among RR Lyrae stars
Prudil, Skarka, et al. 2019, MNRAS, 487, 1 - 20 dvojhvězdných kandidátů z Galaktické výdutě
Hajdu et al. 2021, ApJ, 915, 50 -
87 binárních kandidátů z GB
Binarity among RR Lyrae stars
Hajdu et al. 2021, ApJ, 915, 50 - 87 kandidátů z GB - trimodální distribuce hmotností
Binarity among RR Lyrae stars
Skarka et al. 2018, MNRAS, 474, 824 - Z CVn není ve dvojhvězd - neznámý efekt způsobující změny periody
● p-módy (pressure) - výchylky v radiálním směru, vnější obálka, vyšší frekvence, stochastický
charakter
● g-módy (vztlaková síla) - neradiální výchylky, hlubší vrstvy hvězdy, nižší frekvence
Excitační mechanismy II
p-módy g-módy
Neradiální pulzace
● p-módy (pressure) - výchylky v radiálním směru, vnější obálka, vyšší frekvence, stochastický
charakter
● g-módy (vztlaková síla) - neradiální výchylky, hlubší vrstvy hvězdy, nižší frekvence
1 1.7
5 15
Aerts 2021, RvMP, 93, 5001 - g modes do not penetrate the convective core in the most massive stars
Brunt-Väisälä frequence
Lambova frequence
Vlnění se může šířit pouze v
určitých místech hvězdy, kde kr>0
Excitační mechanismy IINeradiální pulzace
● p-módy (pressure) - výchylky v radiálním směru, vnější obálka, vyšší frekvence, stochastický
charakter
● g-módy (vztlaková síla) - neradiální výchylky, hlubší vrstvy hvězdy, nižší frekvence
● r-modes (Coriolisova síla)
● Alfvén (Lorentzova síla)
● Slapově indukované (gravitace)
Excitační mechanismy II
Aerts, Mathis, Rogers 2019, ARA&A, 57, 35A
M=1.2 Msun; Garcia&Ballot, 2019, LRSP, 16, 4
Neradiální pulzace
Pulzace horkých hvězd (SPB, BCEP, DSCT, GDOR)
jsou víceméně stabilní
Andersen et al. 2019, A&A, 623, L9 - the Sun, RVs - 57 versus 1 day
● p-módy (pressure) - výchylky v radiálním směru, vnější obálka, vyšší frekvence, stochastický
charakter
● g-módy (vztlaková síla) - neradiální výchylky, hlubší vrstvy hvězdy, nižší frekvence
Excitační mechanismy II
Oscilace slunečního typu jsou stochastické
Neradiální pulzace
● p-módy (pressure) - výchylky v radiálním směru, vnější obálka, vyšší frekvence, stochastický
charakter
● g-módy (vztlaková síla) - neradiální výchylky, hlubší vrstvy hvězdy, nižší frekvence
● r-modes (Coriolisova síla) - prográdní (m>0) a retrográdní (m<0) módy
Van Reeth et al. 2015, ApJ, 218, 27 - Rotace vnitřních částí hvězdy z analýzy
vzdáleností píků g-módů - vzestupný trend prográdní módy, sestupný trend retrográdní
módy.
Excitační mechanismy IINeradiální pulzace
● p-módy (pressure) - výchylky v radiálním směru, vnější obálka, vyšší frekvence, stochastický
charakter
● g-módy (vztlaková síla) - neradiální výchylky, hlubší vrstvy hvězdy, nižší frekvence
● r-modes (Coriolisova síla) - prográdní (m>0) a retrográdní (m<0) módy
● Alfvén (Lorentzova síla) - dosud spíše hypotetické
● Slapově indukované (gravitace) - v excentrických systémech + v těsných systémech s vázanou
rotací
Excitační mechanismy IINeradiální pulzace
● Slapově indukované (gravitace) - v excentrických systémech + v těsných systémech s vázanou
rotací
Fuller et al. 2020, MNRAS, 498, 5730, Handler et al. 2022, pas..conf, 183 Slapově
uvězněné módy pulzací
Van Reeth et al. 2023, A&A, 671, 121 - slapově
ovlivněné g-módy
Excitační mechanismy IINeradiální pulzace
● Slapově indukované (gravitace) - heart-beat stars (HBs) - poprvé identifikované Welsch et al. 2011,
ApJS, 197, 4 v datech z dalekohledu Kepler
Excitační mechanismy II
Kołaczek-Szymanski 2021, A&A, 647, 12 - horké HBs z TESS
Neradiální pulzace
● Slapově indukované (gravitace) - heart-beat stars (HBs) - objevují se u všech typů hvězd, nejvíce je
jich známo u červených obrů v Galaktické výduti - červení obři díky své stavbě snadněji slapově
pulzují, částečně pozorovací bias (obři v Gal. výduti - staré hvězdy)
Excitační mechanismy II
Wrona et al. 2022, ApJ, 928, 135 - HBs z OGLE, 5 % are TEOs (tidally excited oscillators)
Neradiální pulzace
Hvězdy před hlavní posloupností
Zwintz 2022, FrASS, 9.4738
Problémy s okolohvědným materiálem, jinými typy proměnnosti a identifikací oscilací, problém s identifikací a
samotným pozorováním. Při průchodu pásy nestability mohou hvězdy začít pulzovat
Hvězdné zbytky
Corsico 2020, FrASS, 7, 47 - cca 350 známých pulzujících WDs (l=1-2), problém se vzorkováním a přesností měření
Pulzující bílí trpaslíci - základní parametry z
asteroseismologie + věk z chladnoucích sekvencí
Bognár et al, 2021, A&A, 651, 14 - 2 WDs pozorováni na Piszkesteto observatory (Maďarsko, 1m telescope), silný aliasing
Bognár et al. 2020, A&A, 638, 82 - TESS data
Hvězdné zbytky
BLAPs Blue Large-amplitude pulsating stars
Radiální pulzace, horké hvězdy s periodami cca 20-40 min a amplitudami cca desetin magnitudy
Pietrukowicz et al. 2017, NatAs, 1, 166
Pigulski et al. 2022, A&A, 663, 62
‘∼0.3 M objekty s degenerovaným He⊙
jádrem a H fúzujícím v okolní vrstvě X více
hmotné (0.5–0.8) M hvězdy fůzující He v⊙
jádře X 0.7∼ M složky systému po⊙
výbuchu supernovy’
Hmotné hvězdy
● Burssens et al. 2020, A&A, 639, 81 - proměnnost 98 OB hvězd z TESS cycle 1; 14 p-and g-mode pulzátory
Nad 5 Msun
SPB (p~hodiny-dny);
BCEP (p~minuty až hodiny)
Středně hmotné hvězdy
Bedding et al. 2020, Natur,
581, 147 - V některých
případech není záklopkový
mechanismus příčinou
pulzací DSCT hvězd
(oscilace slunečního typu)
Cca 1.2-3 Msun
GDOR (p~hodiny-dny);
DSCT (p~minuty až hodiny)
High-Amplitude DSCT stars - radiálně pulzující
DSCTs - podobné křivky jako DCEPs a RRLs
Alicavus et al. 2023, MNRAS, 524, 619 - Jižní TESS EBs s DSCT
komponentou
Liakos&Niarchos 2017, MNRAS, 465, 1181 - 13-d limit
pro Porb vs Ppuls corelaci
DSCT and GDOR pulzátory jsou běžné ve dvojhvězdách
Středně hmotné hvězdy
Chaplin&Miglio 2013, ARA&A, 51, 353
Využitím tzv. Škálovacích relací možno zjistit parametry hvězd, které vykazují oscilace slunečního typu
Oscilace slunečního typu
Slunce nerotuje jako tuhé těleso!
Chaplin&Miglio 2013, ARA&A, 51, 353
Mathur et al. 2022, A&A, 657, 31
- Detekce oscilací slunečního typu u středně
hmotných hvězd hlavní posloupnosti
- Gaia poloměry větší o 4.4 % než poloměry
určené z asteroseismologie
Využitím tzv. Škálovacích relací možno zjistit parametry hvězd, které vykazují oscilace slunečního typu
Extrémně přesná měření základních parametrů
Oscilace slunečního typu
Oscilace slunečního typu
Chontos et al. 2021, ApJ, 922, 229
600 známých hvězd s oscilacemi slunečního
typu s určenými parametry
Huber et al. 2022, AJ, 163, 79 - Všechny hvězdy
vykazující oscilace slunečního typu s R<3.5 Rsun
mající exoplanety
Data & Fourierovská transformace
● Kvalita, rozsah, kadence dat a jejich nepřerušovanost klíčové
● Dlouhodobé přehlídky a vesmírné mise znamenaly revoluci v
našem chápání hvězdných pulzací
● Pozor na kontaminaci blízkými hvězdami
Pozorování z jednoho místa na Zemi nejsou příliš vhodné :-(
Huber et al. 2022, AJ, 163, 79 - TESS data - 120 versus 20 s kadence
Rauer et al. 2023, PLATO red book
Data & Fourierovská transformace
RVs (GOLF) versus photometry (VIRGO/SPM)
Garcia&Ballot, 2019, LRSP, 16, 4
Data & Fourierovská transformace
● Kvalita, rozsah, kadence dat a jejich nepřerušovanost klíčové
● Dlouhodobé přehlídky a vesmírné mise znamenaly revoluci v
našem chápání hvězdných pulzací
● Pozor na kontaminaci blízkými hvězdami
Pozorování z jednoho místa na Zemi nejsou příliš vhodné :-(
● Různé pipeliny produkují různá data!
Skarka et al. 2022, A&A, 666, 142
Molnár et al. 2022, ApJS, 258, 8 - RR Lyrae stars from TESSMathur et al. 2022, A&A, 657, 31 - Rozdíl mezi Kepler DR24 a DR25
Data & Fourierovská transformace
Budoucnost
Vesmírné mise
● Extrémní přesnost
● Velmi dobré kadence
● Nepřerušované datové řady
Pozemní observatoře
● Spektroskopická pozorování
● Dlouhodobý monitoring
● Barevná fotometrická měření
Vývoj v teorii