عرض مصدر علم الزلازل النجمي

{{بطاقة تخصص}}
[[ملف:太陽内部の定在波.PNG|تصغير|أنماط تذبذب ال[[نجم]] المختلفة والسريعة التقلب خلال الأجزاء المختلفة من النجم، يمكن من خلالها استنتاج بنية النجم الداخلي جزئيا.]]
'''علم الزلازل النجمي'''<ref>{{استشهاد بويكي بيانات|Q124425203|الصفحة=46}}</ref> {{إنج|Asteroseismology}} في [[علم الفلك]] هو العلم الذي يدرس البنية الداخلية للنجوم من خلال تفسير تردد [[طيف (فيزياء)|أطياف]] النجوم.<ref name="cosmostat " /> لأن أنماط تذبذب ال[[نجم]] مختلفة وسريعة التقلب خلال الأجزاء المختلفة من النجم، لذلك يعطي علم الزلازل النجمي علماء الفلك فكرة عن الهيكل الداخلي للنجم، بصورة مختلفة عن الخصائص المباشرة العامة مثل [[إضاءة (علم الفلك)|الإضاءة]] ودرجة حرارة السطح.ويرتبط علم الزلازل النجمي ارتباطا وثيقا [[علم الزلازل الشمسي|بعلم الزلازل الشمسي]] وهو علم يدرس التذبذبات النجمية في [[الشمس]] تحديدًا. على الرغم من أن كلاهما يقوم على نفس الفيزياء الأساسية، وتتوفر معلومات أكثر تنوعا للشمس لأن سطحها يمكن حله.

ويسمح علم دراسة تذبذب النجوم للباحثين بقياس ذبذبات النجوم، واستخدامها لمعرفة نسبة تفلطحها، أي بشكل أساسي كم هي نسبة التسطح والانضغاط في السطح الكري للنجم ويعتمد ذلك على قدرة الباحثين على فصل ترددات الموجات الصوتية المنبثقة من داخل النجم.<ref>[https://www.sciencealert.com/scientists-just-discovered-the-most-perfect-sphere-in-the-known-universe Scientists Just Discovered the Roundest Object in the Known Universe ] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20170518095911/http://www.sciencealert.com/scientists-just-discovered-the-most-perfect-sphere-in-the-known-universe |date=18 مايو 2017}}</ref>

== عمليات المراقبة ==
حتى وقت قريب، كانت عمليات المراقبة الأرضية هي المصدر الرئيسي للمعرفة حول أساليب التذبذب في الأنواع المتضخمة من [[نجم نابض|النجوم النابضة]]. وخلال العشر سنوات الماضية، البعثات الفضائية مثل ([[مستكشف الأشعة تحت الحمراء عريض المجال]])، والقمر الصناعي موست، و[[كوروت|المرصد الفضائي كوروت]] و[[كيبلر (مسبار فضائي)|مسبار كيبلر]] جعلت من الممكن تسجيل سلاسل زمنية طويلة في وقت واحد على أهداف عديدة. ومع ذلك، لا يزال من الممكن استخدام الشبكات الأرضية مثل (مجموعة شبكة تذبذب النجوم) بطريقة تكميلية لمراقبة النجوم الأكثر إشراقا من تلك التي ترصد من الفضاء. وقد سمحت لنا كل هذه البعثات بدراسة الهيكل الداخلي لكثير من النجوم وحركتها الديناميكية، بما في ذلك التناوب الداخلي ومعلماتها الأساسية مثل كتلها، والشعاع نصف قطري وأعمارها.<ref name="cosmostat ">{{استشهاد بويب
| مسار=  http://www.cosmostat.org/research-topics/asteroseismology
| عنوان =Asteroseismology 
| عمل =  
| مؤلف = 
| موقع = cosmostat 
| تاريخ =
| تاريخ الوصول = 5-ابريل-2017
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20170405170709/http://www.cosmostat.org/research/asteroseismology/ | تاريخ أرشيف = 5 أبريل 2017 }}</ref>
== الخلفية النظرية ==
[[ملف:Propagation diagram.png|تصغير|رسم بياني تخطيطي لنموذج شمسي معياري.<ref>{{استشهاد | الأخير1 = Christensen-Dalsgaard | الأول1 = J. | الأخير2 = Dappen | الأول2 = W. | الأخير3 = Ajukov | الأول3 = S. V. and | عنوان = The Current State of Solar Modeling | سنة = 1996 | صحيفة = Science | المجلد = 272 | صفحات = 1286| bibcode = 1996Sci...272.1286C}}</ref>]]
من خلال التشويش الخطي المعادلات التي تحدد التوازن الميكانيكي للنجم (على سبيل المثال [[قانون حفظ الكتلة|حفظ الكتلة]] و[[توازن هيدروستاتيكي|التوازن الهيدروستاتيكي]]) وعلى افتراض أن الاضطرابات [[عملية كظومة|مكظومة الحرارة]]، يمكن إستنتاج نظام من أربعة [[معادلة تفاضلية|معادلات تفاضلية]] ناتج حلها يكشف تواتر وتركيب أنماط تذبذب النجم.وعادة ما يفترض أن بنية النجم تكون متماثلة كروية، وبالتالي فإن العنصر الأفقي (أي الغير إشعاعي) للتذبذبات يتم وصفه من خلال التوافقيات الكروية، مفهرس من قبل درجة زاوية <math>\ell</math> والنظام ال[[سمت]] <math>m</math>. في النجوم الغير- دوارة، الأنماط التي لها نفس الدرجة الزاوية يجب أن تكون على نفس التردد لأنه لا يوجد محور مفضل. وتدل الدرجة الزاوية على عدد الخطوط العقدية على سطح النجم، وبالنسبة للقيم الكبيرة [[درجة (زاوية)|للدرجة الزاوية]] فإن القطاعات المتعارضة تلغى تقريبا مما يجعل الكشف عن تغيرات الضوء صعب. ونتيجة لذلك لا يمكن الكشف إلا عن أنماط تصل إلى حوالي 3 درجات زاوية في [[شدة (فيزياء)|الشدة]] و4 إن رصدت من خلال [[سرعة شعاعية|السرعة الشعاعية]].

بالإضافة إلى ذلك وعلى افتراض أن الاضطراب إلى جهد الجاذبية مهمل وأن بنية النجم عند المحور تتفاوت ببطء أكثر عن وضع التذبذب، يمكن تخفيض المعادلات إلى معادلة واحدة من الدرجة الثانية للمكون الشعاعي لنزوح الدالة الخاصة <math>\xi_r</math>:

<math>\frac{d^2\xi_r}{dr^2}=\frac{\omega^2}{c_s^2}\left(1-\frac{N^2}{\omega^2}\right)
\left(\frac{S_\ell^2}{\omega^2}-1\right)\xi_r</math>

حيث
<math>r</math> الإحداثي المحوري للنجم.
<math>\omega</math> هو التردد الزاوي لنمط التذبذب.
<math>c_s</math> هي سرعة الصوت داخل النجم.
<math>N</math> تردد الطفو و<math>S_\ell</math> هو تردد موجة الحمل.

<math>N</math> و<math>S_\ell</math> تحدد من قبل:

<math>N^2=g\left(\frac{1}{\Gamma_1P}\frac{dp}{dr}-\frac{1}{\rho}\frac{d\rho}{dr}\right)</math>

<math>S_\ell^2=\frac{\ell(\ell+1)c_s^2}{r^2}</math>

على التوالي. وبالمقارنة مع سلوك مؤشرات التذبذب التوافقي البسيطة، فإن هذا يعني أن حلول التذبذب موجودة عندما يكون التردد أكبر أو أقل من كلا
<math>N</math> و<math>S_\ell</math> . وتعرف الحالة السابقة على أنها نمط ضغط عالي التردد (نمط-p) وهذه الأخيرة نمط جاذبية منخفض التردد (نمط-g).

هذا الفصل الأساسي يسمح لنا بتحديد (وبدقة معقولة) نوع النمط الذي [[رنين (فيزياء)|أرجع الصدى]] في النجم. عن طريق رسم المنحنيات
<math>\omega=N</math> و<math>\omega=S_\ell</math> (بالنسبة إلى قيمة <math>\ell</math>)، فمن المتوقع أن (نمط-p) [[رنين (فيزياء)|يرجع الصدى]] عند ترددات تحت كل المنحنيات أو ترددات فوق كل المنحنيات.
== آليات الإثارة ==

=== آلية كبا ===
آلية كبا هي الآلية التي تقود العمليات الميكانيكية التي تتسبب في تغير لمعان العديد من أنواع [[نجم نابض|النجوم النابضة]] [[نجم متغير|المتغيرة]] <ref name=maeder>{{استشهاد بكتاب | الأول=André | الأخير=Maeder | تاريخ=2009 | عنوان=Physics, formation and evolution of rotating stars | سنة=2009 | مسار=https://archive.org/details/physicsformation00maed_615 | سلسلة=Astronomy and astrophysics library | صفحة=[https://archive.org/details/physicsformation00maed_615/page/n383 373] | ناشر=Springer | isbn=3-540-76948-X }}</ref> المعروفة، بما في ذلك متغيرات [[متغيرات (RR) القيثارة|نجوم -RR- السلياق]] و[[متغير سيفاوي|المتغيرات القيفاوية]].والنبضات التي تقودها آلية كبا متماسكة ولها سعة كبيرة نسبيا.

=== الحمل الحراري ===
في النجوم ذات مناطق الحمل الحراري السطحي، هيجان السوائل المضطربة بالقرب من السطح تثير تذبذبات رطبة عبر مجموعة واسعة من الترددات.<ref>{{استشهاد | الأخير1 = Goldreich | الأول1 = P. | الأخير2 = Keeley | الأول2 = D. A. | عنوان = Solar seismology. II - The stochastic excitation of the solar p-modes by turbulent convection | سنة = 1977 | صحيفة = [[المجلة الفيزيائية الفلكية]] | المجلد = 212 | صفحات = 243| bibcode = 1977ApJ...212..243G | doi=10.1086/155043}}</ref><ref>{{استشهاد | الأخير1 = Christensen-Dalsgaard | الأول1 = J. | الأخير2 = Frandsen | الأول2 = S. | عنوان = Stellar 5 min oscillations | سنة = 1983 | صحيفة = {{Ill-WD2|Solar Physics|id=Q1807962}} | المجلد = 82 | صفحات = 469| bibcode = 1983SoPh...82..469C | doi=10.1007/bf00145588}}</ref> لأن الأنماط بشكل عام مستقرة، ولديها اتساعات منخفضة وقصيرة نسبيا. هذه الآلية تقود النبضات في جميع تذبذبات النجوم الشبية بالشمش.

=== حجب الحمل ===
إذا كانت قاعدة منطقة الحمل الحراري السطحي حادة، والجداول الزمني للحمل الحراري أبطأ من الجداول الزمني النبضي، تتفاعل التدفقات الحملية باضطرابات بطيئة جدا يمكن أن تتراكم في نبضات كبيرة ومتماسكة. وتعرف هذه الآلية باسم ''حجب الحمل''<ref>{{استشهاد | الأخير1 = Pesnell | الأول1 = W. D. | عنوان = A new driving mechanism for stellar pulsations | سنة = 1987 | صحيفة = [[المجلة الفيزيائية الفلكية]] | المجلد = 314 | صفحات = 598| bibcode = 1987ApJ...314..598P | doi=10.1086/165089}}</ref> ويعتقد أنها تقود النبض في متغيرات غاما أبو سيف.<ref>{{استشهاد | الأخير1 = Guzik | الأول1 = J. A. | الأخير2 = Kaye | الأول2 = A. B. | الأخير3 = Bradley | الأول3 = P. A. | الأخير4 = Cox | الأول4 = A. N. and | عنوان = Driving the Gravity-Mode Pulsations in Gamma Doradus Variables | سنة = 2000 | صحيفة = [[المجلة الفيزيائية الفلكية]] Letters | المجلد = 542 | صفحات = L57| bibcode = 2000ApJ...542L..57G | doi=10.1086/312908}}</ref>
=== إثارة المد والجزر ===
كشفت ملاحظات القمر الصناعي كبلر للنظم الثنائية الشاذة اهتياج تذبذبها خلال التقارب الأقرب.<ref>{{استشهاد | الأخير1 = Thompson | الأول1 = S. E. | الأخير2 = Everett | الأول2 = M. | الأخير3 = Mullally | الأول3 = F. | الأخير4 = Barclay | الأول4 = T. and | عنوان = A Class of Eccentric Binaries with Dynamic Tidal Distortions Discovered with Kepler | سنة = 2012 | صحيفة = [[المجلة الفيزيائية الفلكية]] | المجلد = 753 | صفحات = 86| bibcode = 2012ApJ...753...86T | doi=10.1088/0004-637x/753/1/86}}</ref> وتعرف هذه الأنظمة بنجوم ضربات القلب بسبب الشكل المميز لمنحنيات الضوء.

== أنواع المذبذبات ==
=== مذبذبات تشبه الطاقة الشمسية ===
تكون التذبذبات أو الترددات الشمسية مدفوعة بالحمل الحراري القريب من سطح الشمس، ولذلك فإنَّ أي تذبذبات نجمية تتشابه معها بنفس الآلية يُطلق عليها التذبذبات التي تشبه الطاقة الشمسية solar-like oscillations، ومع ذلك فإن التذبذبات الشبيهة بالطاقة الشمسية تحدث أيضاً في النجوم المتطورة المختلفة والتي تحدث فيها ظروف الحمل الحراري بطرق متنوعة على الرغم من أن هذه النجوم لا تشبه الشمس.

=== المتغيرات السيفيدية ===
المتغيرات السيفيدية Cepheid variables هي واحدة من أهم أنواع النجوم النابضة وأشهرها، أول نجم تمَّ اكتشافه من هذا النوع هو دلتا الملتهب وهذه النجوم ضخمة جداً أكبر من الشمس بنحو 200 مرة مع درجة حرارة شديدة الارتفاع، مادة الاحتراق الرئيسية لهذه النجوم هي الهيليوم، تتأرجح المتغيرات السيفيدية في أوضاعها الأساسية مع فترات استقرار نموذجية تتراوح من أيام إلى أشهر، وترتبط فترات النبض الخاصة بها ارتباطاً وثيقاً باللمعان، لذلك من الممكن تحديد المسافة بين الأرض وبين أحد هذه النجوم عن طريق قياس فترة التذبذب وحساب اللمعان ومقارنة ذلك بسطوع النجم المرصود، اكتشفت هذه الطريقة على يد هنريتا ليفيت عام 1912.

=== متغيرات القيثارة RR ===
متغيرات القيثارة RR Lyrae variables هو مصطلح فلكي يُطلق على نوع خاص من النجوم تتميَّز بتغيُّرات نبضية منتظمة، بحيث تكون فترة تغير النبض الخاصة بها تتراوح بين 1.5 و 29 ساعة، مع سعة سطوع قصوى تصل إلى 2 vmag، تشبه متغيرات القيثارة المتغيرات السيفيدية ولكن مع اختلاف كبير في الكثافة والطاقة حيث تبلغ كتلتها حوالي 0.6 إلى 0.8 مرة من كتلة الشمس.

نتيجة التغيرات النبضية المنتظمة يمكن استخدام نجوم متغيرات القيثارة كعلامات قياسية لحساب المسافات إلى المجرات والأجرام السماوية القريبة نسبياً من الأرض وخاصةً ضمن مجرة درب التبانة، أمَّا في المجرات الأبعد يصبح من الصعوبة بمكان اكتشافها بسبب انخفاض لمعانها، وكذلك تستخدم لدراسة العناقيد النجمية المغلقة ودراسة الخصائص الكيميائية للنجوم القديمة.

=== متغيرات دلتا الترس ===
متغيرات دلتا الترس أو الأقزام السيفيدية Delta Scuti هي نجوم متغيرة النبض تُظهر تباينات واسعة في نسبة سطوعها بسبب نبضات شعاعية وغير شعاعية تصدر من سطح النجم خلال فترات زمنية تتراوح بين 30 دقيقة و 8 ساعات مع سعة ضوئية قصوى أقل من 1 vmag، لهذه الأقزام السيفيدية نوعان: النوع A والنوع F، وعادةً ما تكون أنماط التذبذب الخاصة بها عبارة عن أوضاع ضغط شعاعي ذات تنسيق منخفض، تتشابه متغيرات دلتا مع المتغيرات السيفيدية بأن التذبذبات في كلٍّ منهما تحرضها آلية كابا التي تعمل على التشرد الثاني للهيليوم والتي تسبب تيارات حمل حرارية، تبين أيضاً أن جميع نجوم متغيرات دلتا تبدي تذبذبات من نوع Gamma Doradus ولذلك فهي تعتبر هجينة.<ref>{{استشهاد | الأخير1 = Grigahc\`ene | الأول1 = A. | الأخير2 = Antoci | الأول2 = V. | الأخير3 = Balona | الأول3 = L. | الأخير4 = Catanzaro | الأول4 = G. and | عنوان = Hybrid $\gamma$ Doradus-$\delta$ Scuti Pulsators: New Insights into the Physics of the Oscillations from Kepler Observations | سنة = 2010 | صحيفة = The Astrophysical Journal Letters | المجلد = 713 | العدد = 2 | صفحات = L192–L197| bibcode = 2010ApJ...713L.192G|arxiv = 1001.0747 |doi = 10.1088/2041-8205/713/2/L192 }}</ref><ref>{{استشهاد | الأخير1 = Balona | الأول1 = L. A. | عنوان = Low frequencies in Kepler $\delta$ Scuti stars | سنة = 2014 | صحيفة = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] | المجلد = 437 | العدد = 2 | صفحات = 1476–1484| bibcode = 2014MNRAS.437.1476B | doi=10.1093/mnras/stt1981}}</ref>

تعتبر متغيرات دلتا الترس علامات قياسية هامة وقد استخدمت لتحديد المسافات إلى كلٍّ من سحابة ماجلان الكبرى، العناقيد النجمية المغلفة، العناقيد النجمية المفتوحة، ومركز مجرة درب التبانة، وهي كذلك ثاني أكثر المتغيرات النابضة شيوعاً ووفرةً في مجرة درب التبانة بعد الأقزام البيضاء، اكتشفت في عام 1935 وسميت بالأقزام السيفيدية من قبل سميث عام 1955 بسبب الاختلاف الواضح بينها وبين متغيرات القيثارة، وفي عام 1980 اقترح بريغر تسميتها بنجوم دلتا الترس وهي التسمية التي أصبحت مقبولة على نطاق واسع اليوم.

=== النجوم سريعة التذبذب Ap ===
تعتبر نجوم Ap سريعة التذبذب Rapidly oscillating Ap (roAp) stars نوعاً فرعياً من النجوم الساخنة Ap وتظهر اختلافات ضوئية سريعة في فترة زمنية قصيرة مع تباينات في سرعتها الشعاعية، تتميز بمعايير مشابهة للأقزام السيفيدية ولكنها تمتلك أيضاً خصائصاً مغناطيسيَّة وكيميائية قوية، يتم عادةً تفسير خصائص هذه النجوم من خلال نموذج النبض المائل حيث يتمُّ ضبط ترددات الأنماط بواسطة المجال المغناطيسي الذي لا يتماشى بالضرورة مع دوران النجم كما هو الحال بالنسبة للأرض، تبلغ ترددات أوضاع التذبذب حوالي 1500 ميغاهرتز مع سعات ضوئية قصوى تبلغ عدة mmag.

أول نجم سريع التذبذب تمَّ اكتشافه هو نجمة برزيبيلسكي عام 1978 بواسطة العالم دونالد كورتز في مرصد [[جنوب إفريقيا|بجنوب إفريقيا]]، وقد تمكَّن من اكتشاف الذبذبات بعد رصده لاختلافات تقدر بنحو 10 – 20 ميلي في المنحنى الضوئي للنجم خلال فترة 12.15 دقيقة.

=== النجوم النابضة ببطء من النوع بيتا ومتغيرات بيتا سيفي ===
النجوم بيتا النابضة ببطء Slowly-pulsating B stars هي عبارة عن نجوم من النمط بيتا مع فترات تذبذب تبلغ حوالي بضعة أيام، ويعتقد أنها أوساط ثقيلة جداً تسود فيها آلية كابا، في حين أنَّ متغيرات بيتا سيفي Beta Cephei variables هي نجوم أكثر سخونة بقليل وأكثر ضخامةً منها، ومع ذلك فالتذبذب فيها يعتمد على نفس الآلية (آلية كابا)، وتتأرجح أيضاً في أوضاع جانبية منخفضة مع فترات نبضان من عدة ساعات، وكلا النوعين يشمل فقط نجوماً تدور ببطء.

تعرف متغيرات بيتا سيفي باسم نجوم بيتا كانيس ماجوريس وتظهر اختلافات سريعة وصغيرة في سطوعها بسبب النبض الصادر عن سطح هذة النجوم، وهي عادةً نجوم زرقاء بيضاء ساخنة من النوع الطيفي O9 إلى B3 ، وتختلف عن المتغيرات السيفيدية التي يُطلق عليها اسم دلتا سيفي وهي نجوم عملاقة شديدة السطوع.

=== نجوم شبه القزم من النمط بيتا ===
نجوم شبه القزم من النمط بيتا subdwarf B stars هي متغيرات نبضية من النوع الطيفي B تختلف عن فئة شبه القزم النموذجية من خلال كونها أكثر سخونةً وسطوعاً، تبلغ كتلتها نصف كتلة الشمس تقريباً وتتكون من 1% هيدروجين و99% هيليوم ويتراوح قطرها من 0.15 – 0.25 من نصف قطر الشمس مع درجة حرارة 40 ألف كلفن.
نجوم شبه القزم من النمط بيتا هي في جوهرها نوى عملاقة لحرق الهيليوم فقدت بطريقة ما معظم الهيدروجين الخاص بها إلى درجة عدم وجود غلاف خاص لحرق الهيدروجين فيها، تتراوح فترات التذبذب فيها بين حوالي 1 و 10 دقائق وسعتها الضوئية القصوى بين 0.001 و 0.3 vmag، وتتميز بلمعان أكثر من نجوم القزم الأبيض وتتواجد بكثرة في النظم النجمية القديمة، وفي المجرات الحلزونية والإهليلجية.

=== الأقزام البيضاء النابضة ===
تمتلك الأقزام البيضاء White dwarfs نفس النوع الطيفي الخاص بالنجوم العادية، مع اختلاف في العلاقة بين النوع الطيفي ودرجة الحرارة الفعالة، من الناحية النظرية يمكن تبريد الأقزام البيضاء ولكنَّ الكون أصغر من أن يتمكن من تبريدها بدرجة كافية، تتراوح فترات التذبذب فيها من حوالي 30 دقيقة إلى دقيقة واحدة، ويُعتقد أن النبض الصادر عنها يعتمد على آلية كابا.

يتغير سطوع القزم الأبيض النابض بسبب موجات جاذبية غير شعاعية صادرة عن القزم الأبيض نفسه، وعادةً ما يسيطر الهيدروجين على تركيبها وتتواجد بشكلٍ شائع في كوكبة قيطس، تظهر هذه المتغيرات النجمية جميعها تباينات صغيرة من 1% إلى 30% في إنتاج الضوء والتي تنشأ عن تراكب أنماط الذبذبات مع فترات تترواح ما بين مئات إلى آلاف الثواني، إن ملاحظة من هذه الاختلافات تعطي أدلة كافية تمكننا من معرفة التركيب الداخلي للقزم الأبيض النابض.

== مراجع ==
{{مراجع|2}}

{{نجوم نيوترونية}}
{{نجوم}}
{{ضبط استنادي}}
{{شريط بوابات|الفيزياء|علم الفلك|نجوم}}

[[تصنيف:أستيروسيسمولوغي (علم دراسة تذبذب النجوم)]]
[[تصنيف:ظواهر نجمية]]
[[تصنيف:فيزياء فلكية]]
[[تصنيف:مجالات علم الزلازل]]