Quel télescope a regardé le noyau solaire. Tremblement des étoiles

Pour la première fois, des astronomes ont pu observer le cœur d'une étoile en explosion en dernières minutes son existence. Cela a été réalisé par le télescope spatial à rayons X dur NuSTAR. Il a pu prendre des photos du titane radioactif dans le reste de la supernova Cassiopée A, devenue visible depuis la Terre au moment de l'explosion de l'étoile en 1671.

Travail similaire- cœur de la mission NuSTAR, lancée en juin 2012 pour mesurer les émissions de rayons X durs des étoiles explosives, ou supernovae, et des trous noirs, y compris le trou noir massif au centre Voie lactée.

Cette semaine, les scientifiques de l'équipe NuSTAR ont publié un article dans la revue Nature. L'article indique que les scientifiques ont pu créer la première carte de titane, éjecté du noyau d'une étoile qui a explosé en 1671. Cette explosion a produit un reste de supernova connu sous le nom de Cassiopée A.

Cet objet a été capturé plus d'une fois dans des images de divers télescopes, mais ce n'est que dans cette image que l'on peut voir comment les fragments cosmiques entrent en collision avec les gaz et la poussière environnants et les réchauffent. Grâce à NuSTAR, il a été possible pour la première fois de cartographier l'émission de rayons X durs de la matière créée directement au cœur d'une étoile en explosion : isotope radioactif le titane 44, qui s'est formé au cœur d'une étoile lorsqu'elle s'est effondrée en étoile à neutrons ou dans un trou noir. L'énergie libérée à la suite de l'effondrement du noyau de la supernova a « arraché » les couches externes de l'étoile, et les fragments de cette explosion volent toujours à une vitesse de 5 000 kilomètres par seconde.

Les scientifiques espèrent que ces informations aideront les astronomes à construire des modèles informatiques 3D d’étoiles explosives et, à terme, à comprendre certaines des caractéristiques mystérieuses des supernovae, telles que les jets de matière que certaines d’entre elles émettent. Par exemple, des observations antérieures de Cassiopée A à l'aide du télescope à rayons X Chandra (Chandra) ont permis de voir les jets de silicium qu'émet l'étoile.

Cassiopée A est située à environ 11 000 années-lumière de la Terre et est l'un des restes de supernova les plus étudiés. 343 ans après l'explosion de l'étoile, les débris de l'explosion se sont répandus sur près de 10 années-lumière à la ronde.

À la suite d'observations antérieures de chaleur provenant de onde de choc du fer dans les fragments, certains scientifiques sont arrivés à la conclusion que l'explosion était également puissante dans toutes les directions - symétrique. Cependant, des preuves récentes suggèrent que l’origine du fer est si vague que sa distribution pourrait ne pas coïncider avec le « schéma » de l’explosion.

Nouvelle carte le titane-44, qui ne coïncide pas avec la répartition du fer dans les restes, permet d'avancer une autre hypothèse : il y a du fer froid à l'intérieur que Chandra ne voit pas. Le fer et le titane se forment au même endroit dans l’étoile, ils devraient donc être répartis de la même manière dans les débris issus de l’explosion.

Actuellement, NuSTAR continue de surveiller les émissions de titane-44 radioactif provenant de certains autres restes de supernova afin de déterminer comment les événements s'y développent. Ces restes de supernova doivent être suffisamment proches de la Terre pour que la structure des fragments puisse être vue, mais en même temps suffisamment jeunes pour que des éléments radioactifs tels que le titane puissent encore émettre des rayons X durs.

>De quoi est fait le Soleil ?

Découvrir de quoi est fait le soleil: description de la structure et de la composition de l'étoile, liste des éléments chimiques, nombre et caractéristiques des couches avec photos, schéma.

Vu de la Terre, le Soleil semble lisse boule de feu, et avant que la sonde spatiale Galileo ne découvre les taches solaires, de nombreux astronomes pensaient que cela forme parfaite aucun défaut. Maintenant nous savons que Le soleil est constituéà partir de plusieurs couches, comme la Terre, dont chacune remplit sa propre fonction. Cette structure massive en forme de fourneau du Soleil est le fournisseur de toute l’énergie nécessaire à la vie terrestre sur Terre.

De quels éléments est constitué le Soleil ?

Si vous pouviez démonter l’étoile et comparer ses éléments constitutifs, vous vous rendriez compte que la composition est de 74 % d’hydrogène et de 24 % d’hélium. De plus, le Soleil est constitué de 1 % d'oxygène et les 1 % restants sont tels éléments chimiques tableaux périodiques, tels que chrome, calcium, néon, carbone, magnésium, soufre, silicium, nickel, fer. Les astronomes pensent qu’un élément plus lourd que l’hélium est un métal.

Comment tous ces éléments du Soleil sont-ils nés ? Par conséquent Big Bang l'hydrogène et l'hélium sont apparus. Au début de la formation de l’Univers, le premier élément, l’hydrogène, est apparu particules élémentaires. À cause de haute température et les conditions de pression dans l’Univers étaient comme celles du cœur d’une étoile. Plus tard, l’hydrogène a été fusionné en hélium alors que l’univers avait la température élevée requise pour que la réaction de fusion se produise. Les proportions d’hydrogène et d’hélium présentes dans l’Univers se sont développées après le Big Bang et n’ont pas changé.

Les éléments restants du Soleil sont créés dans d’autres étoiles. Dans le noyau des étoiles, le processus de synthèse de l'hydrogène en hélium se produit constamment. Après avoir produit tout l’oxygène du noyau, ils passent à la fusion nucléaire pour plus de temps. éléments lourds, comme le lithium, l'oxygène, l'hélium. Beaucoup métaux lourds, qui se trouvent dans le Soleil, se sont également formés dans d'autres étoiles à la fin de leur vie.

Les éléments les plus lourds, l’or et l’uranium, se sont formés lorsque des étoiles plusieurs fois plus grandes que notre Soleil ont explosé. En une fraction de seconde de formation du trou noir, les éléments sont entrés en collision grande vitesse et les éléments les plus lourds se sont formés. L’explosion a dispersé ces éléments dans tout l’Univers, où ils ont contribué à la formation de nouvelles étoiles.

Notre Soleil a collecté des éléments créés par le Big Bang, des éléments provenant d’étoiles mourantes et des particules créées à la suite de détonations de nouvelles étoiles.

De quelles couches est constitué le Soleil ?

À première vue, le Soleil n'est qu'une boule composée d'hélium et d'hydrogène, mais après une étude plus approfondie, il apparaît clairement qu'il est composé de différentes couches. En se déplaçant vers le noyau, la température et la pression augmentent, ce qui entraîne la création de couches, car dans des conditions différentes, l'hydrogène et l'hélium ont des caractéristiques différentes.

noyau solaire

Commençons notre mouvement à travers les couches, du noyau à la couche externe de la composition du Soleil. Dans couche intérieure Le soleil est le noyau, la température et la pression sont très élevées, propices à l'apparition de fusion nucléaire. Le Soleil crée des atomes d'hélium à partir d'hydrogène, à la suite de cette réaction, de la lumière et de la chaleur se forment, qui atteignent. Il est généralement admis que la température du Soleil est d'environ 13 600 000 degrés Kelvin et que la densité du noyau est 150 fois supérieure à la densité de l'eau.

Les scientifiques et les astronomes estiment que le noyau du Soleil atteint environ 20 % de la longueur du rayon solaire. Et à l’intérieur du noyau, la température et la pression élevées provoquent la fragmentation des atomes d’hydrogène en protons, neutrons et électrons. Le soleil les convertit en atomes d’hélium, malgré leur état flottant.

Cette réaction est dite exothermique. Lorsque cette réaction se produit, elle libère grand nombre chaleur égale à 389 x 10 31 J. par seconde.

Zone de rayonnement du Soleil

Cette zone prend naissance à la limite centrale (20 % du rayon solaire) et atteint une longueur allant jusqu'à 70 % du rayon solaire. À l'intérieur de cette zone se trouve la matière solaire qui, dans sa composition, est assez dense et chaude, donc rayonnement thermique le traverse sans perdre de chaleur.

La réaction de fusion nucléaire se produit à l'intérieur du noyau solaire - la création d'atomes d'hélium résultant de la fusion de protons. Cette réaction produit une grande quantité de rayonnement gamma. Dans ce processus, des photons d'énergie sont émis, puis absorbés dans la zone de rayonnement et réémis par diverses particules.

La trajectoire d’un photon est généralement appelée « marche aléatoire ». Au lieu de se déplacer en ligne droite vers la surface du Soleil, le photon se déplace en zigzag. En conséquence, chaque photon met environ 200 000 ans pour surmonter la zone de rayonnement du Soleil. En passant d’une particule à une autre, le photon perd de l’énergie. C’est bon pour la Terre, car nous ne pouvons recevoir que le rayonnement gamma provenant du Soleil. Un photon entrant dans l’espace a besoin de 8 minutes pour se rendre sur Terre.

Un grand nombre d'étoiles ont des zones de rayonnement et leurs tailles dépendent directement de l'échelle de l'étoile. Plus l’étoile est petite, plus les zones seront petites, dont la plupart seront occupées par la zone convective. Les plus petites étoiles peuvent manquer de zones de rayonnement et la zone convective atteindra la distance jusqu'au noyau. Au plus grandes étoiles la situation est inverse, la zone de rayonnement s'étend jusqu'à la surface.

Zone convective

La zone convective se situe à l'extérieur de la zone radiative, où la chaleur interne du soleil circule à travers des colonnes de gaz chauds.

Presque toutes les étoiles possèdent une telle zone. Pour notre Soleil, elle s'étend de 70 % de son rayon jusqu'à la surface (photosphère). Le gaz situé au plus profond de l'étoile, près du noyau même, s'échauffe et remonte à la surface, comme des bulles de cire dans une lampe. En atteignant la surface de l’étoile, une perte de chaleur se produit ; en refroidissant, le gaz redescend vers le centre, récupérant de l’énergie thermique. A titre d’exemple, vous pouvez mettre le feu à une casserole d’eau bouillante.

La surface du Soleil est comme un sol meuble. Ces irrégularités sont des colonnes de gaz chauds qui transportent la chaleur jusqu'à la surface du Soleil. Leur largeur atteint 1 000 km et le temps de dispersion atteint 8 à 20 minutes.

Les astronomes pensent que les étoiles de faible masse, comme les naines rouges, n'ont qu'une zone convective qui s'étend jusqu'au noyau. Ils n'ont pas de zone de rayonnement, ce qui n'est pas le cas du Soleil.

Photosphère

La seule couche du Soleil visible depuis la Terre est . En dessous de cette couche, le Soleil devient opaque et les astronomes utilisent d'autres méthodes pour étudier l'intérieur de notre étoile. Les températures de surface atteignent 6 000 Kelvin et brillent en jaune-blanc, visibles depuis la Terre.

L'atmosphère du Soleil se situe derrière la photosphère. La partie du Soleil visible pendant éclipse solaire, appelé .

Structure du Soleil dans le diagramme

NASA spécialement développé pour besoins éducatifs représentation schématique de la structure et de la composition du Soleil, indiquant la température de chaque couche :

(Rayonnement visible, IR et UV) – il s’agit du rayonnement visible, du rayonnement infrarouge et du rayonnement ultraviolet. Le rayonnement visible est la lumière que nous voyons provenant du Soleil. Le rayonnement infrarouge est la chaleur que nous ressentons. Le rayonnement ultraviolet est le rayonnement qui nous donne le bronzage. Le soleil produit ces radiations simultanément.
(Photosphère 6000 K) – La photosphère est couche supérieure Le soleil, sa surface. Une température de 6 000 Kelvin équivaut à 5 700 degrés Celsius.
Émissions radio (trans. Émission radio) - En plus de rayonnement visible, rayonnement infrarouge et rayonnement ultraviolet, le Soleil émet des émissions radio que les astronomes ont détectées à l'aide d'un radiotélescope. En fonction du nombre de taches solaires, cette émission augmente et diminue.
Trou Coronal - Ce sont des endroits sur le Soleil où la couronne a une faible densité de plasma, par conséquent elle est plus sombre et plus froide.
2100000 K (2100000 Kelvin) – La zone de rayonnement du Soleil a cette température.
Zone convective/Convection turbulente (trans. Zone convective/Convection turbulente) – Ce sont des endroits sur le Soleil où l'énergie thermique du noyau est transférée par convection. Des colonnes de plasma atteignent la surface, abandonnent leur chaleur et redescendent pour se réchauffer à nouveau.
Boucles coronales (trans. Boucles coronales) - boucles constituées de plasma dans l'atmosphère solaire, se déplaçant le long lignes magnétiques. Ils ressemblent à d’immenses arches s’étendant depuis la surface sur des dizaines de milliers de kilomètres.
Le noyau (trans. Core) est le cœur solaire dans lequel la fusion nucléaire se produit à haute température et pression. Tous énergie solaire vient du noyau.
14 500 000 K (par 14 500 000 Kelvin) – Température du noyau solaire.
Zone Radiative (trans. Radiation zone) - Une couche du Soleil où l'énergie est transmise par rayonnement. Le photon franchit la zone de rayonnement au-delà de 200 000 et se dirige vers l'espace.
Les neutrinos (trans. Neutrino) sont des particules négligeables émanant du Soleil à la suite d'une réaction de fusion nucléaire. Des centaines de milliers de neutrinos traversent le corps humain chaque seconde, mais ils ne nous font aucun mal, nous ne les ressentons pas.
Flare Chromosphérique (traduit par Flare Chromosphérique) - Le champ magnétique de notre étoile peut se tordre, puis s'introduire brusquement dans diverses formes. À la suite de ruptures de champs magnétiques, de puissantes éruptions de rayons X apparaissent à la surface du Soleil.
Boucle de champ magnétique – Le champ magnétique du Soleil est au-dessus de la photosphère et est visible lorsque le plasma chaud se déplace le long des lignes magnétiques dans l'atmosphère du Soleil.
Spot – Une tache solaire (trans. Sun spots) – Ce sont des endroits à la surface du Soleil où les champs magnétiques traversent la surface du Soleil et où la température est plus basse, souvent sous la forme d'une boucle.
Particules énergétiques (trans. Particules énergétiques) - Elles proviennent de la surface du Soleil, entraînant la création vent solaire. DANS tempêtes solaires leur vitesse atteint la vitesse de la lumière.
Les rayons X (traduits par rayons X) sont des rayons invisibles à l'œil humain qui se forment lors des éruptions solaires.
Points lumineux et régions magnétiques de courte durée (trans. Points brillants et régions magnétiques de courte durée) - En raison des différences de température, des points brillants et sombres apparaissent à la surface du Soleil.

Donc de tout le large courant rayonnement cosmique Seuls les rayons visibles et en partie les ondes radio atteignent la surface de la Terre. Mais agité l'atmosphère terrestre très dérangeant observations optiques: les étoiles scintillent, chatoyantes de toutes les couleurs de l'arc-en-ciel. Étoiles scintillantes causé par un changement dans la réfraction des rayons dans des flux d'air en mouvement rapide avec différentes températures et la densité. De plus, plus le télescope et le grossissement utilisé sont grands, plus les interférences atmosphériques affectent la qualité de l'image : les disques planétaires tremblent et se brouillent, et les étoiles sautent littéralement...

En avril 1990, l'Américain vaisseau spatial Découverte livrée en orbite terrestre basse Télescope spatial nommé d'après. Hubble. Le diamètre du miroir principal de ce télescope à réflexion atteint 2,4 m.

Le premier avantage du télescope spatial est que la qualité de l'image n'est plus affectée par l'atmosphère terrestre. Deuxième - télescope optique dans l'espace, une gamme plus large de rayonnements est disponible, à proximité rayons ultravioletsà l'infrarouge. Et enfin, grâce à presque absence totale la diffusion de la lumière en dehors de l'atmosphère "Hubble" donne un gain de plusieurs magnitudes - permet d'observer des objets du 31 ampleur; Des objets aussi faibles ne sont pas encore accessibles aux télescopes au sol.

L'une des tâches principales du télescope spatial. La mission de Hubble est d'étudier les systèmes stellaires les plus éloignés.

Une image transmise du télescope au sol montre partie centrale galaxie elliptique MS-S 4261 de l'amas de galaxies de la constellation de la Vierge. Il montre clairement une formation en forme de tore d’un diamètre d’environ 300 années-lumière entourant le noyau galactique. Les experts estiment qu'au cœur de cette galaxie se trouve un trou noir pesant environ 10 millions. masses solaires. Il est entouré d’une substance sombre et froide en forme d’énorme « beignet ». Se tordant lentement en spirale, cette substance se déplace vers le centre de masse, se réchauffe dans le disque d'accrétion et disparaît dans le trou noir. Peut-être qu'au centre de la galaxie supergéante M 87 dans la constellation de la Vierge se trouve également un objet similaire, mais encore plus massif - jusqu'à 2,6 milliards de masses solaires.

Ainsi, Hubble a trouvé la confirmation de l'existence de trous noirs au cœur de certaines galaxies actives. Les astronomes espèrent que cette découverte aidera à comprendre la formation et le développement des galaxies et qu'avec elles, l'histoire de l'évolution de notre Univers pourra être éclairée. Le télescope spatial agit ici comme une « machine à voyager dans le temps », car il montre les galaxies telles qu’elles étaient il y a des milliards d’années. Et plus ils sont loin de nous, plus ils paraissent « jeunes ». L’âge des objets les plus éloignés se rapproche de l’âge de l’Univers. En un mot, le télescope Hubble a donné à l'homme la possibilité d'examiner des profondeurs inimaginables de l'Univers, là où ses plus grands télescopes au sol n'ont pas pénétré.

Aujourd'hui technologie spatiale permet de planifier l'assemblage dans l'espace d'un télescope de presque toutes les tailles. Avec l'aide du géant télescopes orbitaux Il sera possible d'étudier en détail les profondeurs de l'Univers. Les jeunes chercheurs peuvent s'attendre à de nouveaux télescopes miracles sur Terre, à des observatoires astrophysiques orbitaux, à des stations d'observation sur la Lune et sur Mars, ainsi qu'à de nouveaux appareils sensibles pour enregistrer les rayons X et gamma, les particules élémentaires (astronomie des neutrinos) et ondes gravitationnelles(astronomie gravitationnelle).

L’astrophysique a fait des progrès impressionnants dans l’explication de la vie et de la mort des étoiles. Cependant, les tests et le perfectionnement de la théorie se poursuivent évolution stellaire. Le plus prometteur direction scientifique dans ce domaine - l'astérosismologie. Elle étudie la structure interne des étoiles par le tremblement des gaz à la surface de ces boules géantes de plasma, parfois assez fortes, mais le plus souvent subtiles.

La théorie de l’évolution stellaire peut être considérée comme le summum du développement de l’astrophysique moderne. S'appuyant sur l'hypothèse d'une source d'énergie thermonucléaire pour les étoiles, elle décrit avec assurance les nuances les plus subtiles de leur destin. Et pourtant, le ver du doute ronge certains chercheurs. Après tout, nous ne voyons qu’une fine couche superficielle d’une étoile, et personne n’a jamais observé directement comment l’hydrogène se transforme en hélium au cœur d’une étoile.

L'astronomie des neutrinos, apparue dans les années 1960, a permis d'observer les profondeurs des étoiles. Grâce à leur capacité de pénétration la plus élevée, les neutrinos générés lors des réactions thermonucléaires quittent librement noyau solaire, transportant des informations sur les processus qui s'y déroulent. La voie était ouverte pour confirmer l'hypothèse thermonucléaire par des observations directes. Cependant, le flux de neutrinos détecté s'est avéré plusieurs fois inférieur à celui prévu par le modèle « standard » du Soleil. Il a fallu plus de 30 ans pour résoudre le « problème des neutrinos solaires ». Et ce n'est qu'au début du 21e siècle qu'il a été prouvé expérimentalement que sur le chemin de la Terre, les neutrinos sautaient constamment entre trois états, et les premiers télescopes à neutrinos n'en ont enregistré qu'un. Le problème a été résolu avec succès, mais il s'est avéré qu'au lieu de clarifier les idées sur les sources d'énergie stellaire, les télescopes à neutrinos ont clarifié les propriétés des neutrinos eux-mêmes.

Tout cela n'a fait qu'accroître le désir des astronomes de pénétrer les secrets de l'intérieur des étoiles. De plus, en plus de réactions thermonucléaires d'autres arrivent processus intéressants, par exemple, la rotation et le mélange convectif d'énormes masses de matière. Ces mouvements profonds sont étroitement liés à la génération du champ magnétique, qui constitue sur le Soleil la principale source d'activité de surface : éruptions, proéminences, éjections coronales, qui affectent directement nos intérêts terrestres. Mais comment peut-on pénétrer à l’intérieur d’une boule de plasma chaude et découvrir ce qui se passe, même si ce n’est pas dans le noyau, mais au moins à une profondeur relativement faible ?

Céphéides respirantes

À première vue, cette tâche semble insoluble. Pendant ce temps, les scientifiques utilisent la méthode d’étude des sous-sols inaccessibles depuis plus d’un siècle. Certes, ces scientifiques ne sont pas des astronomes, mais des géologues. Ils regardent ondes sismiques- les vibrations qui se propagent dans le corps de notre planète suite à des chocs naturels ou artificiels. La vitesse des vagues dépend des paramètres du milieu. En les observant systématiquement, il est possible de construire une carte de répartition des différentes races dans les entrailles de la terre, qui, malgré leur relative proximité, sont tout aussi inaccessibles à une étude directe que l'intérieur du Soleil. Mais depuis terre solide Se déplaçant littéralement sous nos pieds, quelque chose de similaire pourrait-il arriver aux boules de plasma - les étoiles ?

En 1894, l'astronome russe Aristarkh Belopolsky étudia étoile célèbre delta Céphée, le même qui lui donne son nom classe entière étoiles variables- Céphéide. Il s'est avéré que de manière synchrone avec les changements de luminosité, la position des raies dans le spectre de l'étoile change également. Ce déplacement pourrait naturellement s'expliquer par l'effet Doppler : lorsqu'une source de rayonnement s'approche de nous, les raies de son spectre « se déplacent » vers le côté bleu, et lorsqu'elle s'éloigne, vers le côté rouge. Belopolsky a suggéré que les Céphéides sont étoiles doubles, dans lequel la variabilité de la luminosité est associée à des éclipses mutuelles périodiques, et la variabilité de la vitesse le long de la ligne de visée est associée à mouvement orbital quelques étoiles. Cependant, le physicien Nikolai Umov, qui était l'adversaire de Belopolsky lors de la soutenance de sa thèse, a ensuite exprimé l'idée qu'en fait, ce n'est pas l'étoile entière qui bouge, mais seulement ses couches externes.

La supposition d'Umov fut brillamment confirmée grâce aux recherches de l'astrophysicien anglais Arthur Eddington, et en 1958 Physicien soviétique Sergei Zhevakin a développé une théorie de la pulsation des Céphéides. Ils « respirent » réellement : ils se dilatent et se contractent à des vitesses pouvant atteindre des dizaines de kilomètres par seconde. Le delta de Céphée peut donc être considéré comme le tout premier objet étudié par l'astérosismologie. Le tout premier, mais pas le plus intéressant. Le fait est que les pulsations de type céphéide ne couvrent qu’une petite partie de la masse de l’étoile et ne conviennent pas à son étude détaillée. Et ils n'apparaissent que dans les étoiles présentant des paramètres adaptés (température, densité, composition chimique), dans lequel des auto-oscillations stables se développent à partir de toute perturbation aléatoire. Mais à quoi conduira cette même perturbation aléatoire dans une étoile aux paramètres « inappropriés », incapable de pulsations de type Céphéides ?

Le long d'une telle étoile, depuis le lieu de la perturbation, une vague courra dans toutes les directions, dont une partie s'enfoncera profondément dans l'étoile, une partie sortira, sera réfléchie par la surface de l'étoile et se précipitera à nouveau vers l'intérieur, traversez l'étoile, soyez à nouveau réfléchi et mélangez-vous aux ondes d'autres perturbations. Et ces perturbations sont nombreuses : dues aux courants convectifs, aux éruptions à la surface... Du coup, l'étoile entière bourdonne, tremble et devient un objet recherché pour la recherche sismique !

Mods d'ondulation solaire

Pour quelques secousses raies spectrales Le soleil a été remarqué par l'astronome canadien John Plaskett en 1913. Cependant histoire vraie recherche sismique lumière du jour a commencé en 1962, lorsqu'il est devenu clair que les lignes ne se contentaient pas de trembler, mais connaissaient des oscillations d'une durée d'environ cinq minutes et d'une amplitude correspondant à une propagation de vitesse de plusieurs centaines de mètres par seconde. Autrement dit, des vagues de plusieurs dizaines de kilomètres de haut traversent constamment la surface du Soleil. Pendant un certain temps, on ne leur a pas accordé beaucoup d'importance, les considérant comme un phénomène local accompagnant l'émergence de flux convectifs vers la surface. Mais au début des années 1970, des modèles détaillés de la structure interne du Soleil étaient apparus, grâce auxquels il était possible de voir (ou d'entendre ?) des échos de la vibration globale de la matière solaire dans ces vibrations. Plus précisément, les oscillations de cinq minutes se sont révélées être le résultat de l'ajout d'ondes individuelles, ou modes de vibration, dont le nombre total dans le spectre des pulsations solaires est d'environ 10 millions. Ce sont des vibrations acoustiques, c'est-à-dire des ondes sonores ordinaires, qui sont des compactages environnement gazeux. Les amplitudes des modes individuels sont extrêmement faibles, mais lorsqu’elles sont additionnées, elles peuvent se renforcer mutuellement de manière significative.

Les pulsations acoustiques sont divisées en radiales, dans lesquelles le volume du Soleil change, et non radiales, générant des ondes à sa surface. Les pulsations radiales sont liées aux oscillations des Céphéides. Elles sont causées par des ondes qui descendent verticalement, traversent le centre du Soleil, atteignent l'autre côté, s'y réfléchissent, repassent par le centre, et ainsi de suite. La subtilité cependant est que les Céphéides (et même pas toutes) oscillent selon le mode dit fondamental, c'est-à-dire qu'elles se gonflent et se contractent dans leur ensemble, et les étoiles « calmes » comme le Soleil, avec les mêmes pulsations, sont divisés le long du rayon en plusieurs couches, dans lesquelles alternent compression et expansion : les vibrations se produisent sous forme d'harmoniques.

La situation est plus compliquée avec les pulsations non radiales - la voici déjà nous parlons de sur le mouvement de « taches » individuelles à la surface du Soleil. Ils sont associés à des vagues qui ne descendent pas verticalement, mais sous un angle. Du fait que la vitesse du son change dans les profondeurs, ces ondes, ayant atteint une certaine profondeur, se retournent et reviennent à la surface de l'étoile non loin du point de départ. Là, l'onde se reflète à nouveau et décrit un autre arc à l'intérieur du Soleil. Plus l’onde initiale s’écarte de la verticale, plus la profondeur de son immersion est faible, plus elle revient souvent à la surface et plus les « ondulations » qu’elle provoque à la surface du Soleil sont faibles.

En surveillant continuellement ces ondulations, il est possible de construire un spectre de vibrations acoustiques du Soleil et de le comparer aux prédictions de divers phénomènes. modèles théoriques la structure interne de notre étoile. De plus, les modes peu profonds « peignent » les couches superficielles, et les oscillations radiales et proches du rayonnement véhiculent des informations non seulement sur les conditions dans le noyau du Soleil, mais également sur les événements survenus à sa surface. côté opposé. Grâce à cela, il est possible de détecter des régions actives avant qu’elles n’émergent du bord du limbe solaire, mais aussi de les surveiller une fois qu’elles sont hors de vue.

Anatomie d'un vortex solaire

Au cours des 30 dernières années, les héliosismologues ont pu obtenir des informations détaillées sur la répartition de la densité, de la température et de la teneur en hélium à l'intérieur du Soleil. La teneur en hélium caractérise le degré de transformation du carburant hydrogène par l'énergie solaire réacteur thermonucléaire. À partir de là, nous pouvons estimer que l'âge de notre étoile est de 4,65 milliards d'années. Ceci est en excellent accord avec les données sur l'âge de la Terre, obtenues par une méthode totalement indépendante - à partir de la désintégration éléments radioactifs. L'un des premiers résultats des observations télescopiques réalisées au XVIIe siècle fut la détermination de la vitesse de rotation du Soleil par le mouvement des taches à sa surface. Les régions équatoriales font une révolution en 25 jours. Avec l'augmentation de la latitude, la période augmente, atteignant 38 jours aux pôles. Mais avant l’avènement de l’héliosismologie, on ne pouvait que deviner comment le Soleil tournait à l’intérieur. Maintenant, tout est devenu clair : le mouvement de la matière à l'intérieur du Soleil emporte (déforme) les ondes acoustiques qui le traversent, et de différentes manières à différentes distances du centre. Et dans l'image globale des oscillations à la surface du Soleil, des fréquences supplémentaires apparaissent, par lesquelles la vitesse de rotation à la profondeur où pénètre le mode correspondant est déterminée.

Par exemple, il s'est avéré que la matière tourne le plus rapidement à une profondeur de plusieurs dizaines de milliers de kilomètres sous l'équateur. Dans la zone convective du Soleil, où l'énergie est transportée vers le haut en raison du mélange de gaz, la rotation est caractère complexe: avec la profondeur, la vitesse angulaire diminue à l'équateur, et augmente près des pôles. Le noyau du Soleil tourne comme solide, c'est-à-dire que la vitesse angulaire ne dépend plus de la distance au centre. Et à une distance de 500 000 kilomètres du centre se trouve une couche étroite - la tachocline, qui agit comme un lubrifiant entre le noyau et la limite inférieure. zone convective. On suppose qu’il est responsable de l’activité magnétique du Soleil.

Il n’y a vraiment rien à dire sur la rotation de la matière au centre même du Soleil, dans un rayon inférieur à 200 000 kilomètres. Les mods acoustiques ne peuvent pas dire grand-chose ici, et donc de grands espoirs sont attribués à un autre type d'oscillation - les modes dits gravitationnels. Ils ont un rôle force motrice Ce n’est pas la pression qui joue un rôle, comme dans les modes acoustiques, mais la montée et la descente de la matière dans le champ gravitationnel du noyau de l’étoile. Contrairement aux modes acoustiques, qui se concentrent principalement près de la surface, les modes gravitationnels « jouent » au centre. C'est en eux que sont cryptés les secrets du noyau solaire. Malheureusement, à mesure qu’ils s’approchent de la surface, ils disparaissent rapidement. Aujourd'hui, il n'existe qu'une seule observation dans laquelle ils semblent avoir été enregistrés, et il en résulte que noyau interne Le soleil tourne presque cinq fois plus vite que le noyau externe. Mais ces résultats nécessitent encore une vérification plus approfondie.

Merci aux exoplanètes

Le soleil, malgré toute son importance pour nous, n’est qu’une étoile, un point sur le graphique. Ce n’est clairement pas suffisant pour un test général de la théorie de l’évolution stellaire. Cependant, étudier les oscillations d’autres étoiles est très tâche difficile. Sur le Soleil, l'amplitude maximale des fluctuations de vitesse dans un mode est de 15 à 20 cm/s. Il est actuellement possible de mesurer ces minuscules déplacements de raies uniquement dans le spectre des étoiles proches (et donc brillantes), et même dans ce cas en utilisant les meilleurs spectrographes. Cependant, on peut parfois se passer de spectres. Les pulsations de l'étoile s'accompagnent non seulement de la « danse » des raies spectrales, mais aussi de légères variations de luminosité. Le rôle dominant en astérosismologie est joué par les fréquences de pulsation, et parfois le paramètre particulier observé de l'étoile par lequel elles sont déterminées n'est pas si important. Par conséquent, au lieu d'une spectroscopie à forte intensité de main-d'œuvre, il est possible dans certains cas d'effectuer une photométrie plus économique, c'est-à-dire qu'au lieu de mesurer des raies individuelles dans le spectre, seule la luminosité globale de l'étoile peut être surveillée. Certes, ce n'est pas une tâche facile, car les fluctuations de luminosité sont très faibles - 0,1 % ou moins, ce qui signifie que des détecteurs de rayonnement très sensibles sont nécessaires.

Heureusement, ces appareils sensibles dernièrement devient de plus en plus important - ils sont nécessaires à la recherche en développement rapide de planètes situées à l'extérieur système solaire(ils sont également détectés par de petites fluctuations des raies spectrales et de la luminosité des étoiles). Et même si des instruments tels que les spectrographes HARPS (Observatoire européen austral, Chili) et HIRES (Observatoire Keck, îles Hawaï, États-Unis) ou les télescopes photométriques spatiaux COROT et Kepler ont apporté une renommée « publique » aux exoplanètes découvertes avec leur aide, pour les spécialistes la contribution L'utilisation de ces instruments dans la recherche sur l'astérosismique n'est pas moindre, et peut-être plus importante. Ce n'est donc pas un hasard si les pulsations type solaire près d'une autre étoile (la sous-géante Eta Boötes) ont été enregistrées pour la première fois de manière fiable en 1995 - presque simultanément avec la découverte de la première exoplanète. Aujourd’hui, des pulsations similaires ont déjà été enregistrées dans une vingtaine d’étoiles. Les observations astérosismiques sont particulièrement importantes pour étudier la convection des étoiles. Il existe des lacunes dans la théorie de ce processus, et dans les modèles informatiques d'étoiles, il doit être lancé, pour ainsi dire, « à la main », définissant artificiellement les paramètres de convection. Bien entendu, ce n’est pas la meilleure façon de prendre en compte l’action du mécanisme qui « contrôle » le champ magnétique des étoiles semblables au Soleil et qui, aux stades ultérieurs de l’évolution, modifie complètement leur physique et leur nature. structure chimique. L'astérosismologie a déjà permis de déterminer approximativement la nature de la convection pour un type de géante bleue, 10 fois plus massive et des milliers de fois plus brillant que le soleil. Base physique L'excitation des oscillations de ces étoiles n'est pas solaire, mais à peu près la même que celle des Céphéides. Pour ces étoiles, il a également été possible de déterminer la dépendance de la vitesse de rotation sur le rayon. Comme le Soleil, leur noyau tourne plusieurs fois plus vite que les couches plus proches de la surface.

Pour les étoiles ordinaires semblables au Soleil, l'astérosismologie permet jusqu'à présent de mesurer uniquement les paramètres de base - masse, rayon, âge. Mais en réalité, c'est beaucoup, car nous parlons de caractéristiques uniques, c'est-à-dire non incluses dans systèmes doubles des étoiles à partir desquelles il était auparavant impossible de prendre des « mesures » par quelque moyen que ce soit.

Les observations astrosismiques ne se limitent pas aux étoiles semblables au Soleil. Les études des pulsations dans les anciens noyaux stellaires - les étoiles centrales des nébuleuses planétaires et les naines blanches - promettent d'être très intéressantes. Dans ces objets, le sous-sol peut être non seulement solide, mais même état cristallin. Et ici, l'astérosismologie ouvre des opportunités pour tester non seulement la théorie de l'évolution stellaire, mais aussi des branches plus générales de la physique qui décrivent les propriétés de la matière dans des états extrêmes.

Cas des éléments manquants

Pour aujourd'hui la plupart les observations d'oscillations stellaires sont en bon accord avec la théorie de la structure et de l'évolution des étoiles. Mais cela ne signifie bien sûr pas que des surprises ne nous attendent pas à l’avenir. Un exemple est l'observation de Procyon, l'alpha de Canis Minor. Cette étoile, l'une des plus brillantes du ciel terrestre, est devenue en 1991 la première à montrer des signes de pulsations de type solaire (mais pas les pulsations elles-mêmes). Au cours des 10 années suivantes, Procyon a été observé à plusieurs reprises, ses pulsations ont d'abord été simplement confirmées, puis étudiées en détail. En 2003, il est devenu la première étoile sur la liste des cibles du télescope astérosismologique spatial MOST. Les observateurs ont surveillé Procyon en continu pendant un mois... et n'ont trouvé aucune pulsation. Ce n'est qu'après avoir organisé une campagne d'observation supplémentaire avec la participation de nombreux télescopes au sol qu'il a finalement été prouvé que Procyon palpitait réellement, mais pour une raison quelconque, ses oscillations s'éteignent beaucoup plus rapidement que celles du Soleil. En conséquence, leur spectre devient plus complexe et nécessite beaucoup plus d’efforts pour être observé.

Il y a un autre nuage sombre sur l’horizon propre et clair de l’héliosismologie. Les spectres solaires de haute qualité obtenus il y a plusieurs années semblent indiquer que le Soleil contient beaucoup moins d'éléments lourds qu'on ne le pense généralement. Si jusqu'en 2005 on pensait que la masse totale de carbone, d'azote, d'oxygène, de néon et d'autres éléments plus lourds représentait environ 2,7 % de la masse d'hydrogène, cette estimation a désormais été réduite à 1,6 %. Il semblerait, quelle différence cela fait-il de savoir combien de ces impuretés sont présentes : un pour cent et demi ou trois ? Cependant, dans les modèles du Soleil avec une « nouvelle » composition chimique, la limite inférieure de la zone convective passe de 500 000 kilomètres du centre de l'étoile à 510 000 kilomètres. La différence est d'environ 1,5 % du rayon solaire, mais elle conduit à une divergence totale avec les données héliosismiques. De 2005 à aujourd’hui, des tentatives ont été faites pour concilier l’héliosismologie avec la spectroscopie, mais elles n’ont encore apporté aucun résultat. Cependant, l'ampleur même de cet écart donne une idée du niveau de précision auquel se déroule actuellement l'étude de la structure du Soleil.

Malgré ces problèmes, et d’une certaine manière grâce à eux, l’astérosismologie est aujourd’hui en plein essor. Presque aucune conférence astronomique majeure n’est complète sans une section astérosismologique. Les astérosismologues ont leur propre revue scientifique (Communications in Asteroseismology), leur propre télescopes spatiaux, leurs réseaux d’observation au sol. En astérosismologie, la nature véritablement mondiale devient particulièrement claire. astronomie moderne. Pour déterminer de manière fiable les fréquences des oscillations stellaires, de nombreuses heures, voire plusieurs jours de sessions d'observation sont nécessaires, ce qui est impossible sans l'utilisation coordonnée de télescopes disséminés partout. au globe. Désormais, de telles observations sont réalisées avec l'aide du consortium Whole Earth Telescope, qui regroupe des télescopes " usage public» deux douzaines d'observatoires. En Russie, les télescopes de l'observatoire du pic Terskol (Caucase) participent à ses travaux. Au cours d'une campagne soigneusement planifiée, des observations du même objet sont effectuées chaque fois que possible, qui sont ensuite « assemblées » en une seule série d'observations. Des plans sont en cours pour un réseau dédié de télescopes SONG, qui comprendra huit instruments, quatre dans chaque hémisphère. Un réseau similaire d'observation du Soleil (GONG) a déjà été créé et fonctionne activement.

L'Antarctique est extrêmement prometteur car il offre les meilleures conditions sur Terre pour des observations astronomiques à long terme. Non seulement les astérosismologues, mais aussi les représentants d’autres branches de l’astronomie s’y intéressent depuis longtemps. En Europe, il existe un projet d'installation d'un astérosismographe SIAMOIS de 40 centimètres à la station franco-italienne Concordia.

Les perspectives de l’hélio- et de l’astérosismologie sont donc les plus brillantes. Le premier s'inspire de besoins pratiques liés à l'intérêt pour la nature de l'activité solaire, le second du désir de réaliser le rêve de l'un des fondateurs de la théorie de l'évolution stellaire, Arthur Eddington, et enfin de comprendre « une chose aussi simple que une étoile. »

Granulation au soleil. Les points lumineux sont des flux de gaz ascendants dans la photosphère solaire, les « espaces » sombres entre eux sont des flux descendants. Photo : DDBJORN ENGVOLD ET. AL., ACADÉMIE ROYALE SUÉDOISE DES SCIENCES

L’astrophysique a fait des progrès impressionnants dans l’explication de la vie et de la mort des étoiles. Cependant, les tests et le perfectionnement de la théorie de l'évolution stellaire se poursuivent. La direction scientifique la plus prometteuse dans ce domaine est l'astérosismologie.

Elle étudie la structure interne des étoiles par le tremblement des gaz à la surface de ces boules géantes de plasma, parfois assez fortes, mais le plus souvent subtiles.

Tout cela n'a fait qu'accroître le désir des astronomes de pénétrer les secrets de l'intérieur des étoiles. De plus, outre les réactions thermonucléaires, d'autres processus intéressants s'y déroulent, par exemple la rotation et le mélange convectif d'énormes masses de matière. Ces mouvements profonds sont étroitement liés à la génération du champ magnétique, qui constitue sur le Soleil la principale source d'activité de surface : éruptions, proéminences, éjections coronales, qui affectent directement nos intérêts terrestres. Mais comment peut-on pénétrer à l’intérieur d’une boule de plasma chaude et découvrir ce qui se passe, même si ce n’est pas dans le noyau, mais au moins à une profondeur relativement faible ?

Céphéides respirantes

À première vue, cette tâche semble insoluble. Pendant ce temps, les scientifiques utilisent la méthode d’étude des sous-sols inaccessibles depuis plus d’un siècle. Certes, ces scientifiques ne sont pas des astronomes, mais des géologues. Ils observent des ondes sismiques, des vibrations qui se propagent dans le corps de notre planète après des chocs naturels ou artificiels. La vitesse des vagues dépend des paramètres du milieu. En les observant systématiquement, il est possible de construire une carte de la répartition de diverses roches à l'intérieur de la Terre qui, malgré leur relative proximité, sont tout aussi inaccessibles à l'étude directe que l'intérieur du Soleil. Mais puisque la Terre solide se déplace littéralement sous nos pieds, quelque chose de similaire pourrait-il arriver aux boules de plasma – les étoiles ?

En 1894, l'astronome russe Aristarkh Belopolsky étudia la célèbre étoile Delta Céphée, celle-là même qui a donné son nom à toute une classe d'étoiles variables : les Céphéides. Il s'est avéré que de manière synchrone avec les changements de luminosité, la position des raies dans le spectre de l'étoile change également. Ce déplacement pourrait naturellement s'expliquer par l'effet Doppler : lorsqu'une source de rayonnement s'approche de nous, les raies de son spectre « se déplacent » vers le côté bleu, et lorsqu'elle s'éloigne, vers le côté rouge. Belopolsky a suggéré que les Céphéides sont des étoiles doubles, dans lesquelles la variabilité de la luminosité est associée à des éclipses mutuelles périodiques, et la variabilité de la vitesse le long de la ligne de visée est associée au mouvement orbital des étoiles de la paire. Cependant, le physicien Nikolai Umov, qui était l'adversaire de Belopolsky lors de la soutenance de sa thèse, a ensuite exprimé l'idée qu'en fait, ce n'est pas l'étoile entière qui bouge, mais seulement ses couches externes.

La supposition d'Umov a été brillamment confirmée grâce aux recherches de l'astrophysicien anglais Arthur Eddington, et en 1958, le physicien soviétique Sergei Zhevakin a construit une théorie de la pulsation des Céphéides. Ils « respirent » réellement : ils se dilatent et se contractent à des vitesses pouvant atteindre des dizaines de kilomètres par seconde. Le delta de Céphée peut donc être considéré comme le tout premier objet étudié par l'astérosismologie. Le tout premier, mais pas le plus intéressant. Le fait est que les pulsations de type céphéide ne couvrent qu’une petite partie de la masse de l’étoile et ne conviennent pas à son étude détaillée. Et ils n'apparaissent que dans les étoiles présentant des paramètres appropriés (température, densité, composition chimique), dans lesquelles des auto-oscillations stables se développent à partir de toute perturbation aléatoire. Mais à quoi conduira cette même perturbation aléatoire dans une étoile aux paramètres « inappropriés », incapable de pulsations de type Céphéides ?

Mods d'ondulation solaire

L'astronome canadien John Plaskett a attiré l'attention sur un certain tremblement des raies spectrales du Soleil en 1913. Cependant, la véritable histoire des études sismiques de la lumière du jour a commencé en 1962, lorsqu'il s'est avéré que les lignes ne se contentent pas de trembler, mais subissent des oscillations d'une durée d'environ cinq minutes et d'une amplitude correspondant à une propagation de vitesse de plusieurs centaines de mètres par minute. deuxième. Autrement dit, des vagues de plusieurs dizaines de kilomètres de haut traversent constamment la surface du Soleil. Pendant un certain temps, on ne leur a pas accordé beaucoup d'importance, les considérant comme un phénomène local accompagnant l'émergence de flux convectifs vers la surface. Mais au début des années 1970, des modèles détaillés de la structure interne du Soleil étaient apparus, grâce auxquels il était possible de voir (ou d'entendre ?) des échos de la vibration globale de la matière solaire dans ces vibrations. Plus précisément, les oscillations de cinq minutes se sont révélées être le résultat de l'ajout d'ondes individuelles, ou modes de vibration, dont le nombre total dans le spectre des pulsations solaires est d'environ 10 millions. Il s'agit de vibrations acoustiques, c'est-à-dire d'ondes sonores ordinaires, qui sont des compactages du milieu gazeux. Les amplitudes des modes individuels sont extrêmement faibles, mais lorsqu’elles sont additionnées, elles peuvent se renforcer mutuellement de manière significative.

La situation est plus compliquée avec les pulsations non radiales - nous parlons ici du mouvement de « taches » individuelles à la surface du Soleil. Ils sont associés à des vagues qui ne descendent pas verticalement, mais sous un angle. Du fait que la vitesse du son change dans les profondeurs, ces ondes, ayant atteint une certaine profondeur, se retournent et reviennent à la surface de l'étoile non loin du point de départ. Là, l'onde se reflète à nouveau et décrit un autre arc à l'intérieur du Soleil. Plus l’onde initiale s’écarte de la verticale, plus la profondeur de son immersion est faible, plus elle revient souvent à la surface et plus les « ondulations » qu’elle provoque à la surface du Soleil sont faibles.

En surveillant en permanence ces ondulations, il est possible de construire un spectre de vibrations acoustiques du Soleil et de le comparer aux prédictions de différents modèles théoriques de la structure interne de notre étoile. De plus, les modes peu profonds « peignent » les couches superficielles, et les oscillations radiales et proches du rayonnement véhiculent des informations non seulement sur les conditions dans le noyau du Soleil, mais également sur les événements sur sa face opposée. Grâce à cela, il est possible de détecter des régions actives avant qu’elles n’émergent du bord du limbe solaire, mais aussi de les surveiller une fois qu’elles sont hors de vue.

Anatomie d'un vortex solaire

Au cours des 30 dernières années, les héliosismologues ont pu obtenir des informations détaillées sur la répartition de la densité, de la température et de la teneur en hélium à l'intérieur du Soleil. La teneur en hélium caractérise le degré de transformation du combustible hydrogène par un réacteur à fusion solaire. À partir de là, nous pouvons estimer que l'âge de notre étoile est de 4,65 milliards d'années. Ceci est en excellent accord avec les données sur l'âge de la Terre, obtenues par une méthode totalement indépendante - à partir de la désintégration des éléments radioactifs. L'un des premiers résultats des observations télescopiques réalisées au XVIIe siècle fut la détermination de la vitesse de rotation du Soleil par le mouvement des taches à sa surface. Les régions équatoriales font une révolution en 25 jours. Avec l'augmentation de la latitude, la période augmente, atteignant 38 jours aux pôles. Mais avant l’avènement de l’héliosismologie, on ne pouvait que deviner comment le Soleil tournait à l’intérieur. Maintenant, tout est devenu clair : le mouvement de la matière à l'intérieur du Soleil emporte (déforme) les ondes acoustiques qui le traversent, et de différentes manières à différentes distances du centre. Et dans l'image globale des oscillations à la surface du Soleil, des fréquences supplémentaires apparaissent, par lesquelles la vitesse de rotation à la profondeur où pénètre le mode correspondant est déterminée.

Par exemple, il s'est avéré que la matière tourne le plus rapidement à une profondeur de plusieurs dizaines de milliers de kilomètres sous l'équateur. Dans la zone convective du Soleil, où l'énergie est transportée vers le haut en raison du mélange de gaz, la rotation est complexe : avec la profondeur, la vitesse angulaire à l'équateur diminue et près des pôles elle augmente. Le noyau du Soleil tourne comme un corps solide, c'est-à-dire que sa vitesse angulaire ne dépend plus de la distance au centre. Et à une distance de 500 000 kilomètres du centre se trouve une couche étroite - la tachocline, qui agit comme un lubrifiant entre le noyau et la limite inférieure de la zone convective. On suppose qu’il est responsable de l’activité magnétique du Soleil.

Il n’y a vraiment rien à dire sur la rotation de la matière au centre même du Soleil, dans un rayon inférieur à 200 000 kilomètres. Les modes acoustiques ne peuvent pas dire grand-chose ici, et c'est pourquoi de grands espoirs sont placés dans un autre type d'oscillation - les modes dits gravitationnels. Dans ceux-ci, le rôle de force motrice n’est pas joué par la pression, comme dans les modes acoustiques, mais par la montée et la descente de la matière dans le champ gravitationnel du noyau de l’étoile. Contrairement aux modes acoustiques, qui se concentrent principalement près de la surface, les modes gravitationnels « jouent » au centre. C'est en eux que sont cryptés les secrets du noyau solaire. Malheureusement, à mesure qu’ils s’approchent de la surface, ils disparaissent rapidement. À ce jour, il n'existe qu'une seule observation dans laquelle ils semblent avoir été enregistrés, et il en résulte que le noyau interne du Soleil tourne presque cinq fois plus vite que le noyau externe. Mais ces résultats nécessitent encore une vérification plus approfondie.

Merci aux exoplanètes

Le soleil, malgré toute son importance pour nous, n’est qu’une étoile, un point sur le graphique. Ce n’est clairement pas suffisant pour un test général de la théorie de l’évolution stellaire. Cependant, étudier les oscillations d’autres étoiles est une tâche très difficile. Sur le Soleil, l'amplitude maximale des fluctuations de vitesse dans un mode est de 15 à 20 cm/s. Il est actuellement possible de mesurer ces minuscules déplacements de raies uniquement dans le spectre des étoiles proches (et donc brillantes), et même dans ce cas en utilisant les meilleurs spectrographes. Cependant, on peut parfois se passer de spectres. Les pulsations de l'étoile s'accompagnent non seulement de la « danse » des raies spectrales, mais aussi de légères variations de luminosité. Le rôle dominant en astérosismologie est joué par les fréquences de pulsation, et parfois le paramètre particulier observé de l'étoile par lequel elles sont déterminées n'est pas si important. Par conséquent, au lieu d'une spectroscopie à forte intensité de main-d'œuvre, il est possible dans certains cas d'effectuer une photométrie plus économique, c'est-à-dire qu'au lieu de mesurer des raies individuelles dans le spectre, seule la luminosité globale de l'étoile peut être surveillée. Certes, ce n'est pas une tâche facile, car les fluctuations de luminosité sont très faibles - 0,1 % ou moins, ce qui signifie que des détecteurs de rayonnement très sensibles sont nécessaires.

Heureusement, ces instruments sensibles sont récemment devenus de plus en plus nombreux - ils sont nécessaires aux études en développement rapide des planètes situées en dehors du système solaire (ils sont également détectés par de petites fluctuations des raies spectrales et de la luminosité des étoiles). Et même si des instruments tels que les spectrographes HARPS (Observatoire européen austral, Chili) et HIRES (Observatoire Keck, îles Hawaï, États-Unis) ou les télescopes photométriques spatiaux COROT et Kepler ont apporté une renommée « publique » aux exoplanètes découvertes avec leur aide, pour les spécialistes la contribution L'utilisation de ces instruments dans la recherche sur l'astérosismique n'est pas moindre, et peut-être plus importante. Ce n’est donc pas une coïncidence si des pulsations de type solaire dans une autre étoile (la sous-géante de cette Boötes) ont été enregistrées pour la première fois de manière fiable en 1995 – presque simultanément avec la découverte de la première exoplanète. Aujourd’hui, des pulsations similaires ont déjà été enregistrées dans une vingtaine d’étoiles. Les observations astérosismiques sont particulièrement importantes pour étudier la convection des étoiles. Il existe des lacunes dans la théorie de ce processus, et dans les modèles informatiques d'étoiles, il doit être lancé, pour ainsi dire, « à la main », définissant artificiellement les paramètres de convection. Bien entendu, ce n’est pas la meilleure façon d’expliquer le mécanisme qui « contrôle » le champ magnétique des étoiles semblables au Soleil et qui, aux stades ultérieurs de l’évolution, modifie complètement leur structure physique et chimique. L'astérosismologie a déjà permis de déterminer approximativement la nature de la convection pour un type de géante bleue, 10 fois plus massive et des milliers de fois plus brillante que le Soleil. La base physique de l'excitation des oscillations de ces étoiles n'est pas solaire, mais à peu près la même que celle des Céphéides. Pour ces étoiles, il a également été possible de déterminer la dépendance de la vitesse de rotation sur le rayon. Comme le Soleil, leur noyau tourne plusieurs fois plus vite que les couches plus proches de la surface.

Pour les étoiles ordinaires semblables au Soleil, l'astérosismologie permet jusqu'à présent de mesurer uniquement les paramètres de base - masse, rayon, âge. Mais en réalité, c'est beaucoup, car nous parlons des caractéristiques d'étoiles simples, c'est-à-dire non incluses dans des systèmes doubles, à partir desquels il était auparavant impossible de prendre des « mesures » par quelque moyen que ce soit.

Les observations astrosismiques ne se limitent pas aux étoiles semblables au Soleil. Les études des pulsations dans les anciens noyaux stellaires - les étoiles centrales des nébuleuses planétaires et les naines blanches - promettent d'être très intéressantes. Dans ces objets, le sous-sol peut être non seulement à l’état solide, mais même à l’état cristallin. Et ici, l'astérosismologie ouvre des opportunités pour tester non seulement la théorie de l'évolution stellaire, mais aussi des branches plus générales de la physique qui décrivent les propriétés de la matière dans des états extrêmes.

Cas des éléments manquants

Aujourd’hui, la plupart des observations d’oscillations stellaires sont en bon accord avec la théorie de la structure et de l’évolution des étoiles. Mais cela ne signifie bien sûr pas que des surprises ne nous attendent pas à l’avenir. Un exemple est l'observation de Procyon, l'alpha de Canis Minor. Cette étoile, l'une des plus brillantes du ciel terrestre, est devenue en 1991 la première à montrer des signes de pulsations de type solaire (mais pas les pulsations elles-mêmes). Au cours des 10 années suivantes, Procyon a été observé à plusieurs reprises, ses pulsations ont d'abord été simplement confirmées, puis étudiées en détail. En 2003, il est devenu la première étoile sur la liste des cibles du télescope astérosismologique spatial MOST. Les observateurs ont surveillé Procyon en continu pendant un mois... et n'ont trouvé aucune pulsation. Ce n'est qu'après avoir organisé une campagne d'observation supplémentaire avec la participation de nombreux télescopes au sol qu'il a finalement été prouvé que Procyon palpitait réellement, mais pour une raison quelconque, ses oscillations s'éteignent beaucoup plus rapidement que celles du Soleil. En conséquence, leur spectre devient plus complexe et nécessite beaucoup plus d’efforts pour être observé.

Malgré ces problèmes, et d’une certaine manière grâce à eux, l’astérosismologie est aujourd’hui en plein essor. Presque aucune conférence astronomique majeure n’est complète sans une section astérosismologique. Les astérosismologues possèdent leur propre revue scientifique (Communications in Asteroseismology), leurs propres télescopes spatiaux et leurs propres réseaux d'observation au sol. En astérosismologie, la nature véritablement mondiale de l’astronomie moderne devient particulièrement claire. Pour déterminer de manière fiable les fréquences des oscillations stellaires, de nombreuses heures, voire plusieurs jours de sessions d'observation sont nécessaires, ce qui est impossible sans l'utilisation coordonnée de télescopes dispersés à travers le globe. Aujourd’hui, de telles observations sont réalisées avec l’aide du consortium Whole Earth Telescope, qui regroupe des télescopes « à usage public » provenant de deux douzaines d’observatoires. En Russie, les télescopes de l'observatoire du pic Terskol (Caucase) participent à ses travaux. Au cours d'une campagne soigneusement planifiée, des observations du même objet sont effectuées chaque fois que possible, qui sont ensuite « assemblées » en une seule série d'observations. Des plans sont en cours pour un réseau dédié de télescopes SONG, qui comprendra huit instruments, quatre dans chaque hémisphère. Un réseau similaire d'observation du Soleil (GONG) a déjà été créé et fonctionne activement.