[日時] 毎週月曜日15時から / [Date] Monday 15:00-
No | Date (YYYY/MM/DD) |
Venue | Speaker | Title |
---|---|---|---|---|
1644 | 2021/03/08 |
青葉サイエンスホール | 李 宇珉 (東北大学) | Rotational modulation and overstable convective modes in rotating early type stars |
1644
2021/03/08 (Mon)
李 宇珉 (東北大学)
Rotational modulation and overstable convective modes in rotating early type stars
多くの早期型主系列星で低周波の光度変化が見つかっている。その変光周期は星の自転速度と整合的であるので、rotational modulationと呼ばれている。回転星の表面に巨大な黒点(spots)が存在するとすれば、このrotational modulationは容易に説明できる。ただ、黒点には表面磁場の存在が不可欠であるとされている。早期型主系列星には厚い表面対流層がないので、どのようにして表面磁場(そして黒点)を作るかが難しい問題となっている。ここでは、表面磁場や黒点に頼らずにrotational modulationを説明することを考える。早期型主系列星は大雑把には、対流核とそれを取り囲む輻射外層からなる。星の脈動の線形理論の言葉を使えば、対流核には(脈動)不安定な対流モード(convective modes)が存在し、輻射外層では低周波内部重力波(g-modes)が伝播する。星の自転に伴うコリオリ力は、対流モードの不安定の度合いを弱め、より振動的にする。このような対流モードをoverstable convective modesと呼んでいる。談話会では、星の自転速度が十分早い時、対流核中のoverstable convective modesが、共鳴によって輻射外層のg-modesを励起することを数値的に示す。励起されるg-modesの振動数は慣性(観測者の)系でsigma ~ m Omega_cで与えられる。mは対流モードの自転軸回りの波数であり、Omega_cは対流核の自転角速度である。m=1やm=2の対流モードを考えれば、共鳴で励起された低周波g-modesの作り出す光度変化はrotational modulationとして観測されるであろう。
FY2020 (#1614-)
FY2019 (#1570-#1613)
FY2018 (#1528-#1569)
FY2017 (#1487-#1527)
FY2016 (#1447-#1486)
FY2015 (#1406-#1446)
FY2014 (#1380-#1405)
FY2013 (#1355-#1379)
FY2012 (#1328-#1354)
FY2011 (#1302-#1327)
FY2010 (#1282-#1301)
FY2009 (#1249-#1281)
FY2008 (#1225-#1248)
FY2007 (#1191-#1224)
FY2006 (#1155-#1190)
FY2005 (#1124-#1154)
FY2004 (#1095-#1123)
FY2003 (#1057-#1094)
FY2002 (#1023-#1056)
FY2001 (#985-#1022)
FY2000 (#956-#984)
FY1999 (#925-#955)
FY1998 (#895-#924)
FY1997 (#858-#893)
FY1996 (#827-#852)