天震学帮助探测到“更薄”的红巨星

科学家们发现了质量或亮度异常低的“不可能”红巨星。这一发现是在研究开普勒空间天文台获得的数据阵列时发现的，由于其前所未有的精度和长度，使得使用星震学方法确定恒星参数成为可能。

红巨星“变薄”的拟议机制是将质量转移到伴星

红巨星是恒星演化的一个阶段，发生在其核心的氢储备耗尽后。太阳在 4 到 50 亿年内变成红巨星，这被称为地球生命的最后一个特征：太阳膨胀了一百倍，将吞噬水星和金星，并将其余的内行星烧成灰烬。天空中许多明亮的星星是红巨星；例如，这些是参宿四、大角星和毕宿五。

恒星的寿命随着质量的减少而增加。大质量恒星在诞生数百万年后爆炸。太阳的寿命为 120 亿年，而红矮星的寿命为数万亿年。因此，在宇宙中不应该有比大约 0.7 个太阳质量更轻的红巨星——在大爆炸以来的 138 亿年中，还没有一颗足够亮的恒星能够在核心中燃烧氢。

太阳的生命周期。规模不受尊重；当变成红巨星时，太阳的半径将增加约 100 倍。

悉尼大学的天文学家在李亚光的带领下，分析了开普勒太空望远镜的数据，发现了这一规则的例外情况。为此，他们使用星震学方法确定了恒星的质量。

通常，一颗恒星的质量是由它的光谱类型决定的。更准确的估计也是基于“即时”观察数据获得的。首先，恒星的温度由光谱确定，到它的距离由视差确定。光度由亮度和距离决定，恒星的半径由光度和温度决定。进一步，根据某些谱线的强度比值，计算出光球内自由落体的加速度，与已知的半径一起，得出恒星的质量。

除了视差之外，这种方法还需要相当详细的光谱数据，并且不能被归类为广泛可用。为了获得一颗恒星的详细光谱，需要进行特殊的观测，直到最近盖亚天文台的数据到来之前，只有相当近的恒星才知道视差。

相反，星震学也可以确定恒星的质量，并且不需要高分辨率的光谱成像。天文学的这一分支研究恒星的脉动和声波在其中的传播。每颗恒星都可以被认为是一个具有一组自然振荡的谐振器。恒星内部的等离子体流动和它们表面的活动的相互作用激发了这些振荡，就像强风吹响的钟声和嗡嗡声一样。

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对于大多数恒星来说，它们自身振荡的幅度，以及由它们引起的亮度振荡幅度，都非常小。但是，如果您以足够的精度捕获光变曲线，则可以确定自然振荡的频率（它们的光谱），并计算恒星内部的密度和温度分布，并从中得出恒星的质量和化学物质的分布其中的元素。

恒星内部的振荡传播方案。

这正是开普勒望远镜所能做到的。他的主要任务是寻找凌日系外行星，为此，从2009年到2013年，他连续记录了几十万颗恒星的亮度，精度达到十万分之一。结果是一组独特的数据。其无与伦比的准确性、持续时间和连续性为研究恒星本身开辟了许多以前无法实现的可能性，例如对恒星活动的详细研究，实际上是天震学。

该研究分析了 7000 颗红巨星的光变曲线，发现了 39 颗恒星的参数不符合单星演化模型。其中一些具有 0.5 到 0.7 个太阳的质量，因此，这 32 个发光体无法单独到达红巨星阶段。其他七人都异常昏暗。它们的质量在 0.8-2.0 个太阳范围内，对于观测到的光度而言，结果出乎意料地大。

在这两种情况下，观察到的特性都可以用异常快速和大规模的质量损失来解释（这就是为什么研究人员将这些恒星称为“变薄的巨星”）。该研究的作者认为，这种红巨星可能是由于双星系统中的相互作用而出现的。当一颗恒星在附近存在一个成分的情况下开始变成红巨星时，它开始将其物质拉向自身，这导致恒星系统中质量的重新分布，甚至爆发新的质量。

如果在这种情况下该组件的质量足够低，它可能会在红巨星的背景下“丢失”，并且在开普勒的眼中，系统看起来就像一颗具有异常特性的红巨星。因此，为了阐明红巨星“快速失重”的机制，需要进行额外的观察——例如，获取光谱，这使得确定这颗恒星是双星成为可能。