ดาราศาสตร์คลื่นเสียง (Asteroseismology)คือการศึกษาการสั่นสะเทือนภายในดาวฤกษ์ ดาวฤกษ์มี โหมดและความถี่ การสั่นพ้อง หลาย แบบ และเส้นทางของคลื่นเสียงที่ผ่านดาวฤกษ์นั้นขึ้นอยู่กับความเร็วเสียง ในบริเวณนั้น ซึ่งขึ้นอยู่กับอุณหภูมิและองค์ประกอบทางเคมีในบริเวณนั้นอีกทีหนึ่ง เนื่องจากโหมดการสั่นที่เกิดขึ้นนั้นมีความไวต่อส่วนต่างๆ ของดาวฤกษ์ จึงทำให้นักดาราศาสตร์ได้ข้อมูลเกี่ยวกับโครงสร้างภายในของดาวฤกษ์ ซึ่งไม่สามารถทราบได้โดยตรงจากคุณสมบัติโดยรวม เช่น ความสว่างและอุณหภูมิพื้นผิว

ดาราศาสตร์แผ่นดินไหวมีความเกี่ยวข้องอย่างใกล้ชิดกับดาราศาสตร์แผ่นดินไหว ของดวงอาทิตย์ ซึ่งเป็นการศึกษาการสั่นไหวของดาวฤกษ์โดยเฉพาะอย่างยิ่งดวงอาทิตย์แม้ว่าทั้งสองสาขาจะอิงอยู่บนพื้นฐานฟิสิกส์เดียวกัน แต่ข้อมูลเกี่ยวกับดวงอาทิตย์นั้นมีมากกว่าและแตกต่างกันในเชิงคุณภาพ เนื่องจากสามารถมองเห็นพื้นผิวของดวงอาทิตย์ได้อย่างชัดเจน

โดยการรบกวนเชิงเส้นสมการที่กำหนดสมดุลทางกลของดาวฤกษ์ (เช่น การอนุรักษ์มวลและสมดุลอุทกสถิต ) และสมมติว่าการรบกวนเป็นแบบอะเดียแบติก เราสามารถได้ระบบสมการเชิงอนุพันธ์สี่สมการซึ่งคำตอบจะให้ความถี่และโครงสร้างของโหมดการสั่นของดาวฤกษ์ โครงสร้างของดาวฤกษ์มักจะถือว่าสมมาตรทรงกลม ดังนั้นองค์ประกอบแนวนอน (เช่น ไม่ใช่แนวรัศมี) ของการสั่นจะถูกอธิบายโดยฮาร์มอนิกทรงกลมโดยมีดัชนีเป็นระดับเชิงมุมและลำดับเชิงมุมในดาวฤกษ์ที่ไม่หมุน โหมดที่มีระดับเชิงมุมเดียวกันจะต้องมีความถี่เท่ากันทั้งหมด เนื่องจากไม่มีแกนที่ต้องการ ระดับเชิงมุมบ่งบอกถึงจำนวนเส้นปมบนพื้นผิวของดาวฤกษ์ ดังนั้นสำหรับค่ามาก ๆภาคส่วนที่ตรงข้ามกันจะหักล้างกันโดยประมาณ ทำให้ยากต่อการตรวจจับการเปลี่ยนแปลงของแสง ด้วยเหตุนี้ จึงสามารถตรวจจับโหมดต่างๆ ได้ที่องศาเชิงมุมสูงสุดประมาณ 3 หากพิจารณาจากความเข้ม และประมาณ 4 หากพิจารณาจากความเร็วเชิงรัศมี ${\displaystyle \ell }$${\displaystyle m}$${\displaystyle \ell }$

นอกจากนี้ หากเราสมมติเพิ่มเติมว่าการรบกวนต่อศักย์โน้มถ่วงนั้นน้อยมาก (การประมาณของCowling ) และโครงสร้างของดาวฤกษ์เปลี่ยนแปลงตามรัศมีช้ากว่าโหมดการสั่น สมการต่างๆ สามารถลดรูปได้โดยประมาณเป็นสมการอันดับสองหนึ่งสมการสำหรับส่วนประกอบรัศมีของฟังก์ชันเฉพาะของการกระจัด โดยที่ คือ พิกัดรัศมีในดาวฤกษ์ คือความถี่เชิงมุมของโหมดการสั่น คือความเร็วเสียงภายในดาวฤกษ์ คือความถี่Brunt–Väisäläหรือความถี่ลอยตัว และ คือความถี่ Lamb สองค่าหลังนี้กำหนดโดย และ ตามลำดับ เมื่อเปรียบเทียบกับพฤติกรรมของออสซิลเลเตอร์ฮาร์มอนิกอย่างง่ายแล้ว สิ่งนี้บ่งชี้ว่ามีคำตอบแบบสั่นอยู่เมื่อความถี่มากกว่าหรือน้อยกว่าทั้งและเราจำแนกกรณีแรกเป็นโหมดความดันความถี่สูง (p-modes) และกรณีหลังเป็นโหมดแรงโน้มถ่วงความถี่ต่ำ (g-modes) ${\displaystyle \xi _{r}}$$${\displaystyle {\frac {d^{2}\xi _{r}}{dr^{2}}}={\frac {\omega ^{2}}{c_{s}^{2}}}\left(1-{\frac {N^{2}}{\omega ^{2}}}\right)\left({\frac {S_{\ell }^{2}}{\omega ^{2}}}-1\right)\xi _{r}}$$${\displaystyle r}$${\displaystyle \omega }$${\displaystyle c_{s}}$${\displaystyle N}$${\displaystyle S_{\ell }}$$${\displaystyle N^{2}=g\left({\frac {1}{\Gamma _{1}P}}{\frac {dp}{dr}}-{\frac {1}{\rho }}{\frac {d\rho }{dr}}\right)}$$$${\displaystyle S_{\ell }^{2}={\frac {\ell (\ell +1)c_{s}^{2}}{r^{2}}}}$$${\displaystyle S_{\ell }}$${\displaystyle N}$

การแยกพื้นฐานนี้ทำให้เราสามารถระบุได้ (ด้วยความแม่นยำที่เหมาะสม) ว่าโหมดใดจะเกิดการสั่นพ้องในดาวฤกษ์ โดยการพล็อตเส้นโค้งและ(สำหรับค่าที่กำหนด ) เราคาดว่าโหมด p จะสั่นพ้องที่ความถี่ต่ำกว่าเส้นโค้งทั้งสอง หรือความถี่สูงกว่าเส้นโค้งทั้งสอง ${\displaystyle \omega =N}$${\displaystyle \omega =S_{\ell }}$${\displaystyle \ell }$

ภายใต้เงื่อนไขเฉพาะบางประการ ดาวฤกษ์บางดวงจะมีบริเวณที่ความร้อนถูกส่งผ่านโดยการแผ่รังสี และความทึบแสงจะลดลงอย่างรวดเร็วตามอุณหภูมิ บริเวณ ที่มีความ ทึบ แสงเพิ่มขึ้นอย่างฉับพลันนี้ สามารถขับเคลื่อนการสั่นผ่านกลไก ΔΔCt (หรือวาล์วเอ็ดดิงตัน ) สมมติว่า ในช่วงเริ่มต้นของวัฏจักรการสั่น เปลือกดาวฤกษ์หดตัวลง โดยการขยายตัวและเย็นลงเล็กน้อย ชั้นในบริเวณที่มีความทึบแสงเพิ่มขึ้นอย่างฉับพลันจะมีความทึบแสงมากขึ้น ดูดซับรังสีได้มากขึ้น และร้อนขึ้น ความร้อนนี้ทำให้เกิดการขยายตัว การเย็นลงเพิ่มเติม และชั้นนั้นจะมีความทึบแสงมากขึ้นไปอีก กระบวนการนี้ดำเนินต่อไปจนกว่าความทึบแสงของวัสดุจะหยุดเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็ว ณ จุดนั้น รังสีที่ถูกกักไว้ในชั้นนั้นจะสามารถหลุดออกไปได้ ดาวฤกษ์จะหดตัวลง และวัฏจักรก็จะเริ่มต้นใหม่อีกครั้ง ในแง่นี้ ความทึบแสงจึงทำหน้าที่เหมือนวาล์วที่กักเก็บความร้อนไว้ในเปลือกดาวฤกษ์ ${\displaystyle \kappa }$

การสั่นไหวที่เกิดจากกลไกนี้มีความสอดคล้องกันและมีแอมพลิจูดค่อนข้างสูง กลไกนี้ทำให้เกิดการสั่นไหวในดาวแปรแสงที่มีอายุยาวนานที่สุดหลายดวง รวมถึงดาวแปรแสงเซเฟอิดและดาวแปรแสงอาร์อาร์ไลเร ${\displaystyle \kappa }$

ในดาวฤกษ์ที่มีโซนการพาความร้อนที่พื้นผิว การเคลื่อนที่ของของเหลวปั่นป่วนใกล้พื้นผิวจะกระตุ้นและลดทอนการสั่นพร้อมกันในช่วงความถี่กว้าง^{[ 2 ] [ 3 ]} เนื่องจากโหมดเหล่านี้มีเสถียรภาพโดยเนื้อแท้ จึงมีแอมพลิจูดต่ำและมีอายุสั้น นี่คือกลไกขับเคลื่อนในออสซิลเลเตอร์ที่คล้ายดวงอาทิตย์ทั้งหมด

หากฐานของโซนการพาความร้อนบนพื้นผิวมีความคมและช่วงเวลาการพาความร้อนช้ากว่าช่วงเวลาการเต้นของชีพจร กระแสการพาความร้อนจะตอบสนองต่อการรบกวนได้ช้าเกินไป ซึ่งอาจก่อตัวเป็นจังหวะการเต้นของชีพจรขนาดใหญ่ที่สอดคล้องกัน กลไกนี้เรียกว่าการปิดกั้นการพาความร้อน^{[ 4 ]} และเชื่อกันว่าเป็นตัวขับเคลื่อนการเต้นของชีพจรในตัวแปร Doradus ^{[ 5 ]}${\displaystyle \gamma }$

การสังเกตการณ์จาก ดาวเทียม เคปเลอร์เผยให้เห็นระบบดาวคู่ที่มีวงโคจรผิดปกติซึ่งมีการสั่นเกิดขึ้นในช่วงที่เข้าใกล้กันมากที่สุด^{[ 6 ]}ระบบเหล่านี้เรียกว่า ดาว หัวใจเต้นเนื่องจากรูปร่างลักษณะเฉพาะของเส้นโค้งแสง

เนื่องจากการแกว่งของดวงอาทิตย์เกิดจากการพาความร้อนใกล้พื้นผิว การแกว่งของดาวฤกษ์ใดๆ ที่เกิดจากสาเหตุเดียวกันจึงเรียกว่าการแกว่งแบบดวงอาทิตย์และตัวดาวฤกษ์เองเรียกว่าตัวแกว่งแบบดวงอาทิตย์อย่างไรก็ตาม การแกว่งแบบดวงอาทิตย์ยังเกิดขึ้นในดาวฤกษ์ที่วิวัฒนาการแล้ว (ดาวกึ่งยักษ์และดาวยักษ์แดง) ซึ่งมีชั้นบรรยากาศที่เกิดจากการพาความร้อน แม้ว่าดาวฤกษ์เหล่านั้นจะไม่ใช่ดาวฤกษ์ที่มีลักษณะเหมือนดวงอาทิตย์ก็ตาม

ดาวแปรแสงเซเฟอิดเป็นหนึ่งในกลุ่มดาวฤกษ์ที่สำคัญที่สุดที่สั่นไหว พวกมันเป็นดาวฤกษ์ที่เผาไหม้ฮีเลียมในแกนกลาง มีมวลมากกว่าประมาณ 5 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์ พวกมันสั่นไหวเป็นหลักในโหมดพื้นฐาน โดยมีคาบการสั่นไหวโดยทั่วไปตั้งแต่หลายวันถึงหลายเดือน คาบการสั่นไหวของพวกมันมีความสัมพันธ์อย่างใกล้ชิดกับความสว่าง ดังนั้นจึงเป็นไปได้ที่จะกำหนดระยะทางไปยังดาวแปรแสงเซเฟอิดโดยการวัดคาบการสั่นไหว คำนวณความสว่าง และเปรียบเทียบกับความสว่างที่สังเกตได้

การสั่นไหวของดาวแปรแสงเซเฟอิดถูกกระตุ้นโดยกลไกแคปปาที่กระทำต่อโซนการแตกตัวเป็นไอออนครั้งที่สองของฮีเลียม

ดาว RR Lyrae มีลักษณะคล้ายกับดาวแปรแสงเซเฟอิด แต่มีค่าความเป็นโลหะต่ำกว่า (เช่นประชากรดาวประเภทที่ 2 ) และมีมวลน้อยกว่ามาก (ประมาณ 0.6 ถึง 0.8 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์) พวกมันเป็นดาวยักษ์ที่เผาไหม้ฮีเลียมในแกนกลางและสั่นในโหมดพื้นฐานหนึ่งโหมดหรือทั้งสองโหมด หรือทั้งสองโหมด การสั่นนี้ยังถูกขับเคลื่อนด้วยกลไกแคปปาซึ่งทำงานผ่านการแตกตัวเป็นไอออนครั้งที่สองของฮีเลียม ดาว RR Lyrae หลายดวง รวมถึง RR Lyrae เอง แสดงการเปลี่ยนแปลงแอมพลิจูดในช่วงระยะเวลานาน ซึ่งรู้จักกันในชื่อปรากฏการณ์บลาซโก

ดาวแปรแสงเดลต้า สคูติ พบได้ในบริเวณที่แถบความไม่เสถียรแบบคลาสสิกตัดกับลำดับหลัก โดยทั่วไปจะเป็นดาวแคระและดาวกึ่งยักษ์ประเภท A ถึง F ตอนต้น และโหมดการสั่นเป็นโหมดความดันรัศมีและไม่รัศมีลำดับต่ำ โดยมีคาบตั้งแต่ 0.25 ถึง 8 ชั่วโมง และความแปรผันของขนาดความสว่างอยู่ระหว่างนั้น เช่นเดียวกับดาวแปรแสงเซเฟอิด การสั่นเกิดจากกลไกแคปปาที่กระทำต่อการแตกตัวเป็นไอออนครั้งที่สองของฮีเลียม

สายพันธุ์ SX Phoenicis ถือเป็นสายพันธุ์ที่มีปริมาณโลหะต่ำซึ่งเป็นญาติกับสายพันธุ์ Delta Scuti

ดาวแปรแสงแกมมาโดราดัสเกิดขึ้นในดาวฤกษ์ที่มีลักษณะคล้ายกับดาวแปรแสงเดลต้าสคูติทางด้านสีแดง โดยส่วนใหญ่จะเป็นดาวประเภท F ตอนต้น ดาวเหล่านี้แสดงความถี่การสั่นหลายความถี่ระหว่างประมาณ 0.5 ถึง 3 วัน ซึ่งช้ากว่าโหมดความดันลำดับต่ำมาก โดยทั่วไปแล้ว การสั่นของแกมมาโดราดัสถือเป็นโหมดแรงโน้มถ่วงลำดับสูงที่ถูกกระตุ้นโดยการปิดกั้นการพาความร้อน

จากผลลัพธ์ของเคปเลอร์ปรากฏว่าดาวเดลต้าสคูติหลายดวงแสดงการแกว่งของแกมมาโดราดัสด้วย ดังนั้นจึงเป็นดาวไฮบริด^{[ 7 ] [ 8 ]}

ดาว Ap ที่สั่นไหวอย่างรวดเร็วมีพารามิเตอร์คล้ายกับดาวแปรแสงเดลต้า สคูติ โดยส่วนใหญ่เป็นชนิด A และ F แต่ก็มีสนามแม่เหล็กสูงและมีคุณสมบัติทางเคมีที่แปลกประหลาด (จึงมี ชนิดสเปกตรัมย่อยเป็น p ) สเปกตรัมโหมดหนาแน่นของดาวเหล่านี้สามารถเข้าใจได้ในแง่ของแบบจำลองพัลเซเตอร์เฉียง : ความถี่ของโหมดถูกปรับเปลี่ยนโดยสนามแม่เหล็ก ซึ่งไม่จำเป็นต้องอยู่ในแนวเดียวกับการหมุนของดาว (เช่นเดียวกับกรณีของโลก) โหมดการสั่นมีคลื่นความถี่ประมาณ 1500 ไมโครเฮิรตซ์ และแอมพลิจูดไม่กี่มิลลิแมกนิจูด

ดาวฤกษ์ประเภทบีที่สั่นไหวช้า (SPB) เป็นดาวฤกษ์ประเภทบีที่มีคาบการสั่นไหวไม่กี่วัน ซึ่งเข้าใจว่าเป็นโหมดแรงโน้มถ่วงลำดับสูงที่ถูกกระตุ้นโดยกลไกแคปปา ส่วนดาวแปรแสงเบตาเซเฟอีนั้นร้อนกว่าเล็กน้อย (และดังนั้นจึงมีมวลมากกว่า) ก็มีโหมดที่ถูกกระตุ้นโดยกลไกแคปปาเช่นกัน และยังสั่นไหวในโหมดแรงโน้มถ่วงลำดับต่ำที่มีคาบหลายชั่วโมงอีกด้วย ดาวฤกษ์ทั้งสองประเภทนี้มีเฉพาะดาวฤกษ์ที่หมุนช้าเท่านั้น

ดาวแคระย่อยบี (sdB) โดยพื้นฐานแล้วคือแกนกลางของดาวยักษ์ที่เผาไหม้ฮีเลียมเป็นแกนกลาง ซึ่งสูญเสียชั้นไฮโดรเจนส่วนใหญ่ไปจนไม่มีเปลือกที่เผาไหม้ไฮโดรเจนเหลืออยู่ ดาวเหล่านี้มีคาบการสั่นหลายช่วงที่อยู่ระหว่างประมาณ 1 ถึง 10 นาที และแอมพลิจูดอยู่ระหว่าง 0.001 ถึง 0.3 แมกนิจูดในแสงที่มองเห็นได้ การสั่นเหล่านี้เป็นโหมดความดันลำดับต่ำ ซึ่งถูกกระตุ้นโดยกลไกแคปปาที่กระทำต่อส่วนนูนของความทึบแสงของเหล็ก

ดาวแคระขาวมีลักษณะเฉพาะตามประเภทสเปกตรัม คล้ายกับดาวฤกษ์ทั่วไป ยกเว้นว่าความสัมพันธ์ระหว่างประเภทสเปกตรัมและอุณหภูมิยังผลนั้นไม่สอดคล้องกัน ดังนั้น ดาวแคระขาวจึงรู้จักกันในชื่อประเภท DO, DA และ DB ประเภทที่เย็นกว่านั้นเป็นไปได้ในทางกายภาพ แต่เอกภพยังอายุน้อยเกินไปที่พวกมันจะเย็นลงมากพอ ดาวแคระขาวทั้งสามประเภทพบว่ามีการสั่นไหว ดาวที่สั่นไหวเหล่านี้รู้จักกันในชื่อดาว GW Virginis (ดาวแปรแสงประเภท DO บางครั้งเรียกว่าดาว PG 1159), ดาว V777 Herculis (ดาวแปรแสงประเภท DB) และดาว ZZ Ceti (ดาวแปรแสงประเภท DA) ทั้งหมดสั่นไหวในโหมด g ระดับต่ำ ลำดับสูง คาบการสั่นไหวโดยทั่วไปจะลดลงตามอุณหภูมิยังผล โดยมีช่วงตั้งแต่ประมาณ 30 นาทีลงเหลือประมาณ 1 นาที เชื่อกันว่าดาว GW Virginis และ ZZ Ceti ถูกกระตุ้นด้วยกลไกแคปปา ส่วนดาว V777 Herculis ถูกกระตุ้นด้วยการปิดกั้นการพาความร้อน

ยานอวกาศหลายลำในอดีต ปัจจุบัน และอนาคต มีการศึกษาด้านดาราศาสตร์แผ่นดินไหวเป็นส่วนสำคัญของภารกิจ (เรียงตามลำดับเวลา)

• WIRE – ดาวเทียม ของ NASAที่ปล่อยขึ้นสู่อวกาศในปี 1999 กล้องโทรทรรศน์อินฟราเรดขนาดใหญ่ที่ล้มเหลวนี้ เป็นเครื่องมือติดตามดาวที่มีขนาดรูรับแสง 2 นิ้ว และถูกนำมาใช้เป็นเครื่องมือทางด้านดาราศาสตร์แผ่นดินไหวของดาวฤกษ์สว่างเป็นเวลากว่าทศวรรษ กลับเข้าสู่ชั้นบรรยากาศโลกในปี 2011
• MOST – ดาวเทียม ของแคนาดาที่ปล่อยขึ้นสู่อวกาศในปี 2546 เป็นยานอวกาศลำแรกที่อุทิศให้กับการศึกษาคลื่นไหวสะเทือนในดาวฤกษ์
• CoRoT – ดาวเทียมค้นหาดาวเคราะห์และศึกษาแผ่นดินไหวในอวกาศของ ESA ซึ่ง นำโดยประเทศฝรั่งเศส ถูกปล่อยขึ้นสู่อวกาศในปี 2549
• กล้องโทรทัศน์อวกาศเคปเลอร์ – ยานอวกาศค้นหาดาวเคราะห์ของนาซา ที่ปล่อยขึ้นสู่อวกาศในปี 2009 ซึ่งถูกดัดแปลงเป็น K2เนื่องจากล้อปฏิกิริยาตัวที่สองเกิดความเสียหาย ทำให้กล้องโทรทัศน์ไม่สามารถเฝ้าสังเกตการณ์ในบริเวณเดิมได้ต่อไป
• BRITE – กลุ่มดาวเทียมขนาดเล็กที่ใช้ในการศึกษาดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดที่มีการสั่นไหว ดาวเทียมสองดวงแรกถูกปล่อยขึ้นสู่อวกาศเมื่อวันที่ 25 กุมภาพันธ์ 2556
• TESS – ยานสำรวจดาวเคราะห์ ของ NASAที่จะสำรวจดาวฤกษ์สว่างทั่วท้องฟ้าส่วนใหญ่ ถูกปล่อยขึ้นสู่อวกาศในปี 2018
• PLATO – ภารกิจที่ ESA วางแผนไว้ ซึ่งจะใช้ประโยชน์จากดาราศาสตร์แผ่นดินไหวโดยเฉพาะเพื่อให้ได้มวลและรัศมีที่แม่นยำของดาวเคราะห์ที่โคจรผ่านหน้าดาวฤกษ์ โดยมีกำหนดปล่อยในเดือนมกราคม 2027 ^{[ 9 ]}

• การแยกความถี่
• แผ่นดินไหวดวงดาว
• ดิสโกซีสโมโลยี – การศึกษาโหมดการสั่นในจานสะสมมวล
• ธรณีวิทยาแผ่นดินไหว  – การศึกษาทางวิทยาศาสตร์เกี่ยวกับแผ่นดินไหวและการแพร่กระจายของคลื่นยืดหยุ่นผ่านดาวเคราะห์
• กล้องโทรทัศน์ภาคพื้นดิน  – ความร่วมมือระดับนานาชาติในการสังเกตดาวแปรแสง

• เอิร์ทส, คอนนี่; คริสเตนเซ่น-ดาลสการ์ด, ยอร์เก้น; เคิร์ตซ์, โดนัลด์ (2010) แอสเตอโรสิสวิทยา . ห้องสมุดดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ ดอร์เดรชท์, นิวยอร์ก: สปริงเกอร์ไอเอสบีเอ็น 978-1-4020-5803-5.
• คริสเตนเซ่น-ดาลสการ์ด, ยอร์เก้น. “บรรยายพิเศษ เรื่อง การแกว่งตัวของดาวฤกษ์” สืบค้นเมื่อ5 มิถุนายน 2558 .
• Pijpers, Frank P. (2006). วิธีการทางด้านเฮลิโอและแอสเตอโรซีสโมโลยี . ลอนดอน: สำนักพิมพ์อิมพีเรียลคอลเลจ. ISBN 978-1-8609-4755-1.

แพ็กเกจ Variable Star (ในภาษา R) มีฟังก์ชันหลักสำหรับการวิเคราะห์รูปแบบการสั่นของดาวแปรแสง นอกจากนี้ยังมี ส่วนต่อประสานผู้ใช้สำหรับการทดลองกับข้อมูลสังเคราะห์อีกด้วย