Kuris teleskopas pažvelgė į saulės šerdį. Žvaigždžių drebulys

Pirmą kartą astronomams pavyko pažvelgti į sprogusios žvaigždės širdį paskutinės minutės jo egzistavimas. Tai padarė kietasis rentgeno kosminis teleskopas NuSTAR. Jis sugebėjo nufotografuoti radioaktyvų titaną supernovos liekanoje Cassiopeia A, kuri tapo matoma iš Žemės tuo metu, kai 1671 m. sprogo žvaigždė.

Panašus darbas- NuSTAR misijos, pradėtos 2012 m. birželio mėn., branduolys, skirtas matuoti sprogstančių žvaigždžių arba supernovų ir juodųjų skylių, įskaitant didžiulę juodąją skylę, rentgeno spinduliuotę. Paukščių Takas.

Šią savaitę mokslininkai iš NuSTAR komandos paskelbė straipsnį žurnale Nature. Straipsnyje rašoma, kad mokslininkams pavyko sukurti pirmąjį titano žemėlapį, išmestą iš 1671 m. sprogusios žvaigždės šerdies. Dėl šio sprogimo atsirado supernovos liekanos, žinomos kaip Cassiopeia A.

Šis objektas ne kartą buvo užfiksuotas nuotraukose iš įvairių teleskopų, tačiau tik šiame vaizde galima pamatyti, kaip erdvės fragmentai susiduria su aplinkinėmis dujomis ir dulkėmis ir jas įkaista. „NuSTAR“ dėka pirmą kartą buvo galima nustatyti kietą rentgeno spinduliuotės medžiagą, susidariusią tiesiai sprogstančios žvaigždės šerdyje: radioaktyvusis izotopas titanas-44, kuris susiformavo žvaigždės šerdyje, kai ji subyrėjo neutroninė žvaigždė arba į juodąją skylę. Energija, išsiskyrusi dėl supernovos šerdies griūties, „nuplėšė“ išorinius žvaigždės sluoksnius, o šio sprogimo fragmentai tebeskrenda 5000 kilometrų per sekundę greičiu.

Mokslininkai tikisi, kad ši informacija padės astronomams sukurti 3-D kompiuterinius sprogstančių žvaigždžių modelius ir galiausiai suprasti kai kurias paslaptingas supernovų savybes, pavyzdžiui, kai kurių iš jų skleidžiamus medžiagos srautus. Pavyzdžiui, ankstesni Cassiopeia A stebėjimai naudojant Chandra rentgeno teleskopą (Chandra) leido pamatyti silicio čiurkšles, kurias skleidžia žvaigždė.

Cassiopeia A yra maždaug 11 000 šviesmečių nuo Žemės ir yra viena iš labiausiai ištirtų supernovų liekanų. Praėjus 343 metams po žvaigždės sprogimo, sprogimo nuolaužos pasklido beveik 10 šviesmečių.

Dėl ankstesnių stebėjimų šildomas iš smūgio banga skeveldrose esančios geležies, kai kurie mokslininkai priėjo prie išvados, kad sprogimas buvo vienodai galingas visomis kryptimis – simetriškas. Tačiau naujausi įrodymai rodo, kad geležies kilmė tokia neaiški, kad jos pasiskirstymas gali nesutapti su sprogimo „modeliu“.

Naujas žemėlapis titanas-44, kuris nesutampa su geležies pasiskirstymu likučiuose, leidžia iškelti kitą hipotezę – kad viduje yra šalta geležis, kurios Chandra nemato. Geležis ir titanas susidaro toje pačioje žvaigždės vietoje, todėl panašiai turėtų pasiskirstyti sprogimo nuolaužose.

Šiuo metu NuSTAR toliau stebi radioaktyvaus titano-44 išmetimą iš kai kurių kitų supernovų liekanų, kad nustatytų, kaip ten vystosi įvykiai. Šios supernovos liekanos turi būti pakankamai arti Žemės, kad būtų galima matyti fragmentų struktūrą, tačiau tuo pat metu pakankamai jaunos, kad radioaktyvūs elementai, tokie kaip titanas, vis dar skleistų kietus rentgeno spindulius.

>Iš ko sudaryta Saulė?

Sužinok iš ko pagaminta saulė: žvaigždės struktūros ir sudėties aprašymas, cheminių elementų sąrašas, sluoksnių skaičius ir charakteristikos su nuotraukomis, diagrama.

Iš Žemės Saulė atrodo lygi ugnies kamuolys, o kol „Galileo“ erdvėlaivis atrado saulės dėmes, daugelis astronomų manė, kad tai tobula forma jokiu defektu. Dabar mes tai žinome Saulė susideda iš kelių sluoksnių, kaip ir Žemė, kurių kiekvienas atlieka savo funkciją. Ši didžiulė, krosnį primenanti Saulės struktūra yra visos energijos Žemėje, reikalingos žemiškajai gyvybei, tiekėja.

Iš kokių elementų susideda Saulė?

Jei galėtumėte atskirti žvaigždę ir palyginti jos sudedamąsias dalis, suprastumėte, kad sudėtis yra 74% vandenilio ir 24% helio. Be to, Saulė susideda iš 1% deguonies, o likęs 1% yra toks cheminiai elementai periodinės lentelės, tokios kaip chromas, kalcis, neonas, anglis, magnis, siera, silicis, nikelis, geležis. Astronomai mano, kad už helią sunkesnis elementas yra metalas.

Kaip atsirado visi šie Saulės elementai? Dėl to Didysis sprogimas atsirado vandenilis ir helis. Visatos formavimosi pradžioje iš jos atsirado pirmasis elementas – vandenilis elementariosios dalelės. Dėl aukšta temperatūra o slėgio sąlygos Visatoje buvo kaip žvaigždės šerdyje. Vėliau vandenilis susiliejo į helią, o visatoje buvo aukšta temperatūra, reikalinga sintezės reakcijai įvykti. Esamos vandenilio ir helio proporcijos, esančios Visatoje, dabar išsivystė po Didžiojo sprogimo ir nepasikeitė.

Likę Saulės elementai yra sukurti kitose žvaigždėse. Žvaigždžių šerdyje nuolat vyksta vandenilio sintezės į helią procesas. Pagaminę visą deguonį branduolyje, jie pereina prie branduolių sintezės sunkūs elementai, pavyzdžiui, ličio, deguonies, helio. Daugelis sunkieji metalai, kurios yra Saulėje, jų gyvenimo pabaigoje taip pat susiformavo kitose žvaigždėse.

Sunkiausi elementai – auksas ir uranas – susidarė, kai detonavo žvaigždės, daug kartų didesnės už mūsų Saulę. Per juodosios skylės susidarymo sekundės dalį elementai susidūrė didelis greitis ir susiformavo sunkiausi elementai. Sprogimas išsklaidė šiuos elementus visoje Visatoje, kur jie padėjo suformuoti naujas žvaigždes.

Mūsų saulė surinko elementus, sukurtus Didžiojo sprogimo, elementus iš mirštančių žvaigždžių ir daleles, atsirandančias dėl naujų žvaigždžių detonacijų.

Iš kokių sluoksnių susideda Saulė?

Iš pirmo žvilgsnio Saulė tėra rutulys, susidedantis iš helio ir vandenilio, tačiau giliau ištyrus aišku, kad ją sudaro skirtingi sluoksniai. Judant link šerdies didėja temperatūra ir slėgis, dėl to susidaro sluoksniai, nes skirtingomis sąlygomis vandenilis ir helis turi skirtingas charakteristikas.

saulės branduolys

Pradėkime savo judėjimą per sluoksnius nuo šerdies iki išorinio Saulės kompozicijos sluoksnio. Į vidinis sluoksnis Saulė yra šerdis, temperatūra ir slėgis yra labai aukšti, palankūs jų atsiradimui branduolių sintezė. Saulė iš vandenilio sukuria helio atomus, dėl šios reakcijos susidaro šviesa ir šiluma, kurios pasiekia. Visuotinai pripažįstama, kad Saulės temperatūra yra apie 13 600 000 Kelvino laipsnių, o šerdies tankis yra 150 kartų didesnis nei vandens tankis.

Mokslininkai ir astronomai mano, kad Saulės šerdis siekia apie 20% saulės spindulio ilgio. O šerdies viduje dėl aukštos temperatūros ir slėgio vandenilio atomai skyla į protonus, neutronus ir elektronus. Nepaisant laisvai plūduriuojančios būsenos, saulė juos paverčia helio atomais.

Ši reakcija vadinama egzotermine. Kai ši reakcija įvyksta, ji išsiskiria didelis skaičiusšiluma lygi 389 x 10 31 J. per sekundę.

Saulės radiacinė zona

Ši zona atsiranda ties šerdies riba (20% saulės spindulio) ir siekia iki 70% saulės spindulio. Šios zonos viduje yra saulės medžiagos, kuri savo sudėtyje yra gana tanki ir karšta, todėl šiluminė spinduliuotė praeina pro jį neprarasdamas šilumos.

Saulės šerdies viduje vyksta branduolių sintezės reakcija – dėl protonų sintezės susidaro helio atomai. Ši reakcija sukuria didelį kiekį gama spinduliuotės. Šio proceso metu išspinduliuojami energijos fotonai, kurie sugeriami spinduliuotės zonoje ir vėl išspinduliuojami įvairių dalelių.

Fotono trajektorija paprastai vadinama „atsitiktiniu pasivaikščiojimu“. Užuot judėjęs tiesiu keliu į Saulės paviršių, fotonas juda zigzago būdu. Todėl kiekvienam fotonui reikia maždaug 200 000 metų, kad įveiktų Saulės radiacijos zoną. Judėdamas nuo vienos dalelės prie kitos, fotonas praranda energiją. Tai naudinga Žemei, nes galėtume priimti tik iš Saulės sklindančią gama spinduliuotę. Fotonui, patenkančiam į kosmosą, reikia 8 minučių, kad nukeliautų į Žemę.

Daugybė žvaigždžių turi radiacijos zonas, o jų dydis tiesiogiai priklauso nuo žvaigždės mastelio. Kuo mažesnė žvaigždė, tuo mažesnės bus zonos, kurių didžiąją dalį užims konvekcinė zona. Mažiausiose žvaigždėse gali trūkti radiacijos zonų, o konvekcinė zona pasieks atstumą iki šerdies. Daugiausia didelės žvaigždės situacija yra priešinga, radiacijos zona tęsiasi iki paviršiaus.

Konvekcinė zona

Konvekcinė zona yra už spinduliavimo zonos, kur saulės vidinė šiluma teka per karštų dujų stulpelius.

Beveik visos žvaigždės turi tokią zoną. Mūsų Saulei jis tęsiasi nuo 70% Saulės spindulio iki paviršiaus (fotosferos). Dujos žvaigždės gelmėse, netoli pačios šerdies, įkaista ir kyla į paviršių, kaip vaško burbulai lempoje. Pasiekus žvaigždės paviršių, jai vėsstant atsiranda šilumos nuostoliai, dujos grimzta atgal link centro, atgaudamos šiluminę energiją. Pavyzdžiui, galite uždėti puodą verdančio vandens ant ugnies.

Saulės paviršius yra tarsi puri dirva. Šie nelygumai yra karštų dujų stulpeliai, pernešantys šilumą į Saulės paviršių. Jų plotis siekia 1000 km, o sklaidos laikas siekia 8-20 minučių.

Astronomai mano, kad mažos masės žvaigždės, pavyzdžiui, raudonosios nykštukės, turi tik konvekcinę zoną, kuri tęsiasi iki šerdies. Jie neturi radiacijos zonos, ko negalima pasakyti apie Saulę.

Fotosfera

Vienintelis iš Žemės matomas Saulės sluoksnis yra . Žemiau šio sluoksnio Saulė tampa nepermatoma, o astronomai taiko kitus metodus mūsų žvaigždės vidui tirti. Paviršiaus temperatūra siekia 6000 kelvinų ir švyti geltonai baltai, matoma iš Žemės.

Saulės atmosfera yra už fotosferos. Ta Saulės dalis, kuri matoma per saulės užtemimas, paskambino.

Saulės sandara diagramoje

NASA specialiai sukurta švietimo poreikiai schematiškai pavaizduota Saulės struktūra ir sudėtis, nurodant kiekvieno sluoksnio temperatūrą:

(matoma, IR ir UV spinduliuotė) – tai matoma spinduliuotė, infraraudonoji spinduliuotė ir ultravioletinė spinduliuotė. Matoma spinduliuotė yra šviesa, kurią matome sklindančią iš Saulės. Infraraudonoji spinduliuotė yra šiluma, kurią jaučiame. Ultravioletinė spinduliuotė yra spinduliuotė, kuri suteikia mums įdegį. Saulė gamina šiuos spindulius vienu metu.
(Fotosfera 6000 K) – fotosfera yra viršutinis sluoksnis Saulė, jos paviršius. 6000 kelvinų temperatūra yra lygi 5700 laipsnių Celsijaus.
Radijo spinduliuotė (trans. Radijo spinduliuotė) – Be to matoma spinduliuotė, infraraudonoji spinduliuotė ir ultravioletinė spinduliuotė, Saulė siunčia radijo spinduliuotę, kurią astronomai aptiko naudodami radijo teleskopą. Priklausomai nuo saulės dėmių skaičiaus, ši emisija didėja ir mažėja.
Vainikinė skylė – tai saulės vietos, kur vainiko plazmos tankis yra mažas, todėl ji yra tamsesnė ir šaltesnė.
2100000 K (2100000 Kelvinų) – Saulės spinduliuotės zona turi tokią temperatūrą.
Konvekcinė zona/Turbulentinė konvekcija (vert. Konvekcinė zona/Turbulentinė konvekcija) – tai Saulės vietos, kur konvekcijos būdu perduodama šerdies šiluminė energija. Plazmos stulpeliai pasiekia paviršių, atiduoda šilumą ir vėl veržiasi žemyn, kad vėl įkaistų.
Koroninės kilpos (vert. Coronal loops) – kilpos, susidedančios iš plazmos saulės atmosferoje, judančios išilgai magnetinės linijos. Jie atrodo kaip didžiulės arkos, besitęsiančios nuo paviršiaus dešimtis tūkstančių kilometrų.
Šerdis (vert. Core) yra saulės širdis, kurioje branduolių sintezė vyksta naudojant aukštą temperatūrą ir slėgį. Visi saulės energija ateina iš branduolio.
14 500 000 K (per. 14 500 000 Kelvinų) – Saulės branduolio temperatūra.
Radiacinė zona (vert. Radiacinė zona) – Saulės sluoksnis, kuriame energija perduodama naudojant spinduliuotę. Fotonas įveikia radiacijos zoną virš 200 000 ir patenka į kosmosą.
Neutrinos (vert. Neutrino) yra nežymiai mažos dalelės, išsiskiriančios iš Saulės dėl branduolių sintezės reakcijos. Pro žmogaus kūną kas sekundę praeina šimtai tūkstančių neutrinų, tačiau jie mums jokios žalos nedaro, mes jų nejaučiame.
Chromosferos pliūpsnis (išvertus kaip chromosferos pliūpsnis) – mūsų žvaigždės magnetinis laukas gali susisukti, o po to staiga įtrūkti įvairių formų. Dėl magnetinių laukų pertraukų iš Saulės paviršiaus atsiranda galingi rentgeno blyksniai.
Magnetinio lauko kilpa – Saulės magnetinis laukas yra virš fotosferos ir matomas karštai plazmai judant magnetinėmis linijomis Saulės atmosferoje.
Dėmė – Saulės dėmė (vert. Saulės dėmės) – tai vietos Saulės paviršiuje, kur magnetiniai laukai praeina per Saulės paviršių, o temperatūra yra žemesnė, dažnai kilpos pavidalo.
Energetinės dalelės (vert. Energetinės dalelės) – jos kyla iš Saulės paviršiaus, todėl sukuriama saulės vėjas. IN saulės audros jų greitis pasiekia šviesos greitį.
Rentgeno spinduliai (išvertus kaip rentgeno spinduliai) – tai žmogaus akiai nematomi spinduliai, susidarantys saulės pliūpsnių metu.
Ryškios dėmės ir trumpalaikės magnetinės sritys (vert. Ryškios dėmės ir trumpalaikės magnetinės sritys) – Dėl temperatūrų skirtumų Saulės paviršiuje atsiranda šviesių ir blankių dėmių.

Taigi iš viso plataus srauto kosminė spinduliuotėŽemės paviršių pasiekia tik matomi spinduliai ir iš dalies radijo bangos. Bet neramus žemės atmosfera labai trikdo optiniai stebėjimai: žvaigždės mirksi, mirksi visomis vaivorykštės spalvomis. Blizgančios žvaigždės sukeltas spindulių lūžio pasikeitimo greitai judant oro srautuose su skirtingos temperatūros ir tankis. Be to, kuo didesnis teleskopas ir naudojamas didinimas, tuo daugiau atmosferos trukdžių paveikia vaizdo kokybę: planetiniai diskai dreba ir susilieja, o žvaigždės tiesiogine prasme šokinėja...

1990 metų balandį amerikietis erdvėlaivis Atradimas pristatytas į žemąją Žemės orbitą Kosminis teleskopas pavadintas. Hablas. Šio atspindinčio teleskopo pagrindinio veidrodžio skersmuo siekia 2,4 m.

Pirmasis kosminio teleskopo privalumas – vaizdo kokybei nebeturi įtakos Žemės atmosfera. Antra - optinis teleskopas erdvėje galimas platesnis spinduliuotės diapazonas, iš netoliese esančios ultravioletiniai spinduliai prie infraraudonųjų spindulių. Ir galiausiai, ačiū beveik visiškas nebuvimasšviesos sklaida už atmosferos „Hablas“ suteikia kelių dydžių padidėjimą - leidžia stebėti 31-ojo amžiaus objektus dydžio; Tokie silpni objektai dar nepasiekiami antžeminiams teleskopams.

Viena iš pagrindinių kosminio teleskopo užduočių. Hablo misija yra ištirti tolimiausias žvaigždžių sistemas.

Vienas vaizdas, perduotas iš teleskopo į žemę, rodo centrinė dalis elipsinė galaktika MS-S 4261 iš galaktikų spiečiaus Mergelės žvaigždyne. Jame aiškiai matyti toro formos darinys, kurio skersmuo yra apie 300 šviesmečių, supantis galaktikos šerdį. Ekspertai mano, kad šios galaktikos šerdyje yra juodoji skylė, sverianti apie 10 mln. saulės masės. Jį supa šalta tamsi medžiaga didžiulės „spurgos“ pavidalu. Lėtai susisukdama į spiralę, ši medžiaga juda masės centro link, įkaista akreciniame diske ir išnyksta juodojoje skylėje. Galbūt Mergelės žvaigždyne esančios supermilžinės galaktikos M 87 centre taip pat yra panašus objektas, bet dar masyvesnis - iki 2,6 milijardo Saulės masių.

Taigi Hablas rado patvirtinimą, kad kai kurių aktyvių galaktikų branduoliuose yra juodųjų skylių. Astronomai tikisi, kad šis atradimas padės suprasti galaktikų formavimąsi ir vystymąsi, o su jomis bus galima nušviesti mūsų Visatos evoliucijos istoriją. Kosminis teleskopas čia veikia kaip „laiko mašina“, nes rodo galaktikas tokias, kokios jos buvo prieš milijardus metų. Ir kuo toliau nuo mūsų, tuo „jaunesni“ jie atrodo. Tolimiausių objektų amžius artėja prie Visatos amžiaus. Žodžiu, Hablo teleskopas suteikė žmogui galimybę pažvelgti į tokias neįsivaizduojamas Visatos gelmes, kur jo didžiausi antžeminiai teleskopai neprasiskverbė.

Šiandienos kosmoso technologija leidžia suplanuoti beveik bet kokio dydžio teleskopo surinkimą erdvėje. Su milžino pagalba orbitiniai teleskopai Bus galima detaliai ištirti Visatos gelmes. Jaunieji tyrinėtojai gali tikėtis naujų stebuklingų teleskopų Žemėje, orbitinių astrofizinių observatorijų, stebėjimo stočių Mėnulyje ir Marse, taip pat naujų jautrių prietaisų rentgeno ir gama spinduliams, elementarioms dalelėms (neutrino astronomija) ir gravitacines bangas(gravitacinė astronomija).

Astrofizika padarė įspūdingą žingsnį aiškindama žvaigždžių gyvenimą ir mirtį. Tačiau teorijos testavimas ir tobulinimas tęsiasi žvaigždžių evoliucija. Perspektyviausias moksline kryptimišioje srityje – asteroseismologija. Ji tiria vidinę žvaigždžių struktūrą pagal šių milžiniškų plazmos rutuliukų paviršiuje virpėjusias dujas, kartais gana stiprias, bet dažniau subtilias.

Žvaigždžių evoliucijos teorija gali būti laikoma šiuolaikinės astrofizikos raidos viršūne. Remdamasi prielaida, kad žvaigždėms yra termobranduolinis energijos šaltinis, ji užtikrintai aprašo subtiliausius jų likimų niuansus. Ir vis dėlto kai kuriuos tyrinėtojus graužia abejonių kirminas. Juk matome tik ploną žvaigždės paviršinį sluoksnį, ir niekas niekada nėra tiesiogiai stebėjęs, kaip žvaigždės širdyje vandenilis virsta heliu.

Neutrinų astronomija, atsiradusi septintajame dešimtmetyje, suteikė galimybę pažvelgti į žvaigždžių gelmes. Dėl aukščiausios prasiskverbimo galimybės termobranduolinėse reakcijose susidarę neutrinai laisvai pasišalina saulės branduolys, nešanti informaciją apie ten vykstančius procesus. Atsivėrė kelias termobranduolinei hipotezei patvirtinti tiesioginiais stebėjimais. Tačiau aptiktas neutrino srautas pasirodė kelis kartus mažesnis, nei prognozavo „standartinis“ Saulės modelis. „Saulės neutrinų problemai“ išspręsti prireikė daugiau nei 30 metų. Ir tik XXI amžiaus pradžioje buvo eksperimentiškai įrodyta, kad pakeliui į Žemę neutrinai nuolat šokinėja tarp trijų būsenų, o pirmieji neutrinų teleskopai užfiksavo tik vieną iš jų. Problema buvo sėkmingai išspręsta, tačiau paaiškėjo, kad užuot išsiaiškinus idėjas apie žvaigždžių energijos šaltinius, neutrinų teleskopai išaiškino pačių neutrinų savybes.

Visa tai tik padidino astronomų norą įsiskverbti į žvaigždžių vidaus paslaptis. Be to, be termobranduolinės reakcijos ateina kiti įdomių procesų, pavyzdžiui, didžiulių medžiagų masių sukimasis ir konvekcinis maišymasis. Šie gilūs judesiai yra glaudžiai susiję su magnetinio lauko, kuris Saulėje yra pagrindinis paviršiaus aktyvumo šaltinis, generavimu: blyksniai, iškilimai, vainikinių išmetimai, kurie tiesiogiai veikia mūsų antžeminius interesus. Bet kaip galima prasiskverbti į karšto plazmos rutulio vidų ir sužinoti, kas vyksta, net jei ne šerdyje, bet bent jau palyginti nedideliame gylyje?

Kvėpuojantys cefeidai

Iš pirmo žvilgsnio ši užduotis atrodo neišsprendžiama. Tuo tarpu mokslininkai jau daugiau nei šimtmetį taiko neprieinamų podirvių tyrimo metodą. Tiesa, šie mokslininkai – ne astronomai, o geologai. Jie žiūri seisminės bangos- vibracijos, kurios pasklinda mūsų planetos kūne po natūralių ar dirbtinių smūgių. Bangų greitis priklauso nuo terpės parametrų. Sistemingai juos stebint, galima sudaryti įvairių veislių paplitimo žemėlapį žemės viduriai, kurios, nepaisant jų santykinio artumo, yra lygiai taip pat nepasiekiamos tiesioginiam tyrimui, kaip ir Saulės vidus. Bet kadangi kieta žemė tiesiogine prasme judant po kojomis, ar kažkas panašaus gali nutikti su plazmos rutuliukais – žvaigždėmis?

1894 m. studijavo rusų astronomas Aristarchas Belopolskis garsioji žvaigždė delta Cepheus, ta pati, kurios vardu ir pavadinta visa klasė kintamos žvaigždės- Cefeidas. Paaiškėjo, kad sinchroniškai keičiantis ryškumui, keičiasi ir linijų padėtis žvaigždės spektre. Šį poslinkį natūraliai galima paaiškinti Doplerio efektu: kai spinduliuotės šaltinis artėja prie mūsų, jo spektro linijos „perkelia“ į mėlynąją pusę, o tolstant – į raudonąją pusę. Belopolskis pasiūlė, kad cefeidai yra dvigubos žvaigždės, kuriame ryškumo kintamumas yra susijęs su periodiniais abipusiais užtemimais, o greičio kintamumas išilgai regėjimo linijos yra susijęs su orbitinis judėjimasžvaigždžių pora. Tačiau fizikas Nikolajus Umovas, kuris buvo Belopolskio oponentas gindamas disertaciją, tada išreiškė mintį, kad iš tikrųjų juda ne visa žvaigždė, o tik jos išoriniai sluoksniai.

Umovo spėjimas buvo puikiai patvirtintas anglų astrofiziko Arthuro Eddingtono tyrimų dėka, o 1958 m. sovietų fizikas Sergejus Ževakinas sukūrė cefeidų pulsacijos teoriją. Jie tikrai „kvėpuoja“: plečiasi ir susitraukia greičiu, siekiančiu dešimtis kilometrų per sekundę. Taigi Cepheus delta gali būti laikoma pačiu pirmuoju asteroseismologijos tyrinėtu objektu. Pats pirmas, bet ne pats įdomiausias. Faktas yra tas, kad cefeidų tipo pulsacijos apima tik nedidelę žvaigždės masės dalį ir nėra tinkamos išsamiam jos tyrimui. Ir jie atsiranda tik žvaigždėse su tinkamais parametrais (temperatūra, tankis, cheminė sudėtis), kuriame stabilūs savaiminiai virpesiai išsivysto dėl bet kokių atsitiktinių trikdžių. Bet ką tas pats atsitiktinis trikdymas sukels „netinkamų“ parametrų žvaigždėje, kuri negali pulsuoti cefeidų tipo?

Išilgai tokios žvaigždės iš trikdymo vietos į visas puses bėgs banga, kurios dalis eis gilyn į žvaigždę, dalis užges, atsispindės nuo žvaigždės paviršiaus ir vėl veržsis į vidų, kirsti žvaigždę, vėl atsispindėti ir susimaišyti su bangomis nuo kitų trikdžių. O tokių trikdžių yra daug: nuo konvekcinių srovių, nuo pliūpsnių paviršiuje... Dėl to visa žvaigždė dūzgia, dreba ir tampa geidžiamu seisminių tyrimų objektu!

„Solar Ripple“ modifikacijos

Dėl tam tikro purtymo spektrines linijas Saulę pastebėjo Kanados astronomas Johnas Plasketas dar 1913 m. Tačiau tikra istorija seisminiai tyrimai dienos šviesa prasidėjo 1962 m., kai paaiškėjo, kad linijos ne tik drebėjo, bet ir patyrė maždaug penkių minučių trukmės svyravimus, kurių amplitudė atitinka kelių šimtų metrų per sekundę greičio sklaidą. Tai yra, dešimčių kilometrų aukščio bangos nuolat vaikšto per Saulės paviršių. Kurį laiką jiems nebuvo teikiama didelė reikšmė, laikant juos vietiniu reiškiniu, lydinčiu konvekcinių srautų atsiradimą į paviršių. Tačiau aštuntojo dešimtmečio pradžioje pasirodė detalūs Saulės vidinės sandaros modeliai, kurių dėka šiuose virpesiuose buvo galima įžvelgti (ar išgirsti?) visuotinės Saulės materijos vibracijos atgarsius. Tiksliau, penkių minučių svyravimai pasirodė sudėjus atskiras bangas, arba vibracinius režimus, kurių bendras skaičius saulės pulsacijų spektre yra apie 10 mln. Tai yra akustinės vibracijos, tai yra įprastos garso bangos, kurios yra tankinimai dujų aplinka. Atskirų režimų amplitudės itin mažos, tačiau sudėjus viena kitą galima gerokai sustiprinti.

Akustinės pulsacijos skirstomos į radialines, kuriose keičiasi Saulės tūris, ir neradialias, jos paviršiuje generuojančias bangas. Radialinės pulsacijos yra susijusios su cefeidų virpesiais. Jas sukelia bangos, kurios leidžiasi vertikaliai žemyn, pereina per Saulės centrą, pasiekia kitą pusę, atsispindi nuo jos, vėl praeina per centrą ir pan. Tačiau subtilumas yra tas, kad cefeidai (ir net ne visos) svyruoja vadinamuoju fundamentiniu režimu, tai yra, jos išsipučia ir susitraukia kaip visuma, o „tyliosios“ žvaigždės, tokios kaip Saulė su vienodu pulsavimu, yra padalintos. išilgai spindulio į daugelį sluoksnių, kuriuose pakaitomis keičiasi suspaudimas ir plėtimasis: vibracijos atsiranda obertonais.

Su neradialinėmis pulsacijomis situacija yra sudėtingesnė - čia jau yra mes kalbame apie apie atskirų „dėmių“ judėjimą Saulės paviršiuje. Jie siejami su bangomis, kurios nusileido ne vertikaliai, o kampu. Dėl to, kad gelmėse kinta garso greitis, tokios bangos, pasiekusios tam tikrą gylį, apsisuka ir grįžta į žvaigždės paviršių netoli nuo pradžios taško. Ten banga vėl atsispindi ir apibūdina kitą lanką Saulės viduje. Kuo labiau pradinė banga nukrypsta nuo vertikalės, tuo mažesnis jos panardinimo gylis, tuo dažniau ji grįžta į paviršių ir tuo mažesnius „raibulius“ sukelia Saulės paviršiuje.

Nuolat stebint šiuos virpesius, galima sudaryti Saulės akustinių virpesių spektrą ir palyginti jį su įvairių prognozėmis. teoriniai modeliai vidinė mūsų žvaigždės struktūra. Be to, seklūs režimai „šukuoja“ paviršiaus sluoksnius, o radialiniai ir artimi radialiniai virpesiai neša informaciją ne tik apie sąlygas Saulės šerdyje, bet ir apie įvykius jos paviršiuje. priešinga pusė. Dėl šios priežasties galima aptikti aktyvius regionus, kol jie iškyla iš saulės galūnės krašto, ir stebėti, kai jie nebepasirodo.

Saulės sūkurio anatomija

Per pastaruosius 30 metų helioseismologams pavyko gauti išsamios informacijos apie tankio, temperatūros ir helio kiekio pasiskirstymą saulės viduje. Helio kiekis apibūdina vandenilio kuro apdorojimo saulės energija laipsnį termobranduolinis reaktorius. Iš jo galime apskaičiuoti, kad mūsų žvaigždės amžius yra 4,65 milijardo metų. Tai puikiai sutampa su duomenimis apie Žemės amžių, kurie buvo gauti visiškai nepriklausomu metodu – nuo skilimo. radioaktyvieji elementai. Vienas pirmųjų dar XVII amžiuje atliktų teleskopinių stebėjimų rezultatų buvo Saulės sukimosi greičio nustatymas pagal dėmių judėjimą jos paviršiuje. Pusiaujo regionai per 25 dienas padaro revoliuciją. Didėjant platumai, laikotarpis ilgėja ir ašigaliuose pasiekia 38 dienas. Tačiau prieš atsirandant helioseismologijai buvo galima tik spėlioti, kaip Saulė sukasi viduje. Dabar viskas paaiškėjo: materijos judėjimas saulės viduje nuneša (iškraipo) per jį praeinančias akustines bangas, ir skirtingais būdais skirtingais atstumais nuo centro. O bendrame svyravimų Saulės paviršiuje paveiksle atsiranda papildomų dažnių, pagal kuriuos nustatomas sukimosi greitis gylyje, kur prasiskverbia atitinkamas režimas.

Pavyzdžiui, paaiškėjo, kad materija greičiausiai sukasi kelių dešimčių tūkstančių kilometrų gylyje po pusiauju. Konvekcinėje Saulės zonoje, kur dėl dujų maišymosi energija neša aukštyn, sukimasis yra sudėtingas charakteris: didėjant gyliui, kampinis greitis mažėja ties pusiauju, o didėja prie ašigalių. Saulės šerdis sukasi kaip kietas, tai yra, jame kampinis greitis nebepriklauso nuo atstumo iki centro. O 500 tūkstančių kilometrų atstumu nuo centro yra siauras sluoksnis - tachoklinas, kuris veikia kaip tepalas tarp šerdies ir apatinės ribos. konvekcinė zona. Daroma prielaida, kad ji yra atsakinga už Saulės magnetinį aktyvumą.

Iš tikrųjų nėra ką pasakyti apie materijos sukimąsi pačiame Saulės centre, mažesniu nei 200 tūkstančių kilometrų spinduliu. Akustinės modifikacijos čia mažai ką gali pasakyti, todėl didelių vilčių yra priskiriami kitam virpesių tipui – vadinamiesiems gravitaciniams režimams. Jie turi vaidmenį varomoji jėga Svarbų vaidmenį atlieka ne slėgis, kaip akustiniuose režimuose, o medžiagos kilimas ir kritimas žvaigždės branduolio gravitaciniame lauke. Skirtingai nuo akustinių režimų, kurie daugiausia sutelkti šalia paviršiaus, gravitaciniai režimai „žaidžia“ centre. Būtent juose yra užšifruotos saulės branduolio paslaptys. Deja, artėjant prie paviršiaus jie greitai išnyksta. Šiandien yra tik vienas stebėjimas, kuriame, atrodo, jie buvo užfiksuoti, ir iš to išplaukia, kad vidinė šerdis Saulė sukasi beveik penkis kartus greičiau nei išorinė šerdis. Tačiau šiuos rezultatus vis dar reikia patikrinti.

Egzoplanetų dėka

Saulė, nepaisant visos jos svarbos mums, yra tik viena žvaigždė, vienas taškas diagramoje. To akivaizdžiai nepakanka bendram žvaigždžių evoliucijos teorijos patikrinimui. Tačiau tirti kitų žvaigždžių svyravimus yra labai sunki užduotis. Saulėje didžiausia greičio svyravimų amplitudė vienu režimu yra 15-20 cm/s. Šiuo metu tokius mažyčius linijų poslinkius galima išmatuoti tik šalia esančių (taigi ir ryškių) žvaigždžių spektruose ir net tada naudojant geriausius spektrografus. Tačiau kartais galima apsieiti ir be spektrų. Žvaigždės pulsavimą lydi ne tik spektrinių linijų „šokimas“, bet ir nedideli ryškumo kitimai. Dominuojantį vaidmenį asteroseismologijoje vaidina pulsavimo dažniai, o kartais nėra taip svarbu, pagal kokį konkretų stebimą žvaigždės parametrą jie nustatomi. Todėl vietoj daug darbo reikalaujančios spektroskopijos kai kuriais atvejais galima atlikti ekonomiškesnę fotometriją, tai yra vietoj atskirų spektro linijų matavimo galima stebėti tik bendrą žvaigždės šviesumą. Tiesa, tai nėra lengva užduotis, nes ryškumo svyravimai yra labai maži – 0,1% ar mažiau, vadinasi, reikalingi labai jautrūs radiacijos detektoriai.

Laimei, tokie jautrūs įrenginiai pastaruoju metu tampa vis daugiau – jie reikalingi sparčiai besivystantiems lauke esančių planetų tyrimams saulės sistema(jie taip pat aptinkami pagal nedidelius žvaigždžių spektro linijų ir ryškumo svyravimus). Ir nors tokie instrumentai kaip spektrografai HARPS (Europos pietinė observatorija, Čilė) ir HIRES (Keck observatorija, Havajų salos, JAV) arba kosminiai fotometriniai teleskopai COROT ir Kepleris atnešė „viešą“ šlovę jų pagalba atrastoms egzoplanetoms, specialistų indėlis. Šių instrumentų panaudojimas asteroseizmo tyrimams yra ne mažiau, o gal ir svarbesnis. Taigi neatsitiktinai pulsuoja saulės tipas netoli kitos žvaigždės (submilžinės Eta Boötes) pirmą kartą buvo patikimai užfiksuotos 1995 m. – beveik tuo pačiu metu, kai buvo atrasta pirmoji egzoplaneta. Šiandien panašios pulsacijos jau užfiksuotos dviejose dešimtyse žvaigždžių. Asteroseizmo stebėjimai ypač svarbūs tiriant žvaigždžių konvekciją. Šio proceso teorijoje yra spragų, o kompiuteriniuose žvaigždžių modeliuose jis turi būti paleistas, taip sakant, „ranka“, dirbtinai nustatant konvekcijos parametrus. Tai, žinoma, nėra geriausias būdas atsižvelgti į į Saulę panašių žvaigždžių magnetinį lauką „valdančio“ mechanizmo veikimą, o vėlesniuose evoliucijos etapuose visiškai pakeičia jų fizines ir. cheminė struktūra. Asteroseismologija jau leido apytiksliai nustatyti konvekcijos pobūdį vienam mėlynojo milžino tipui, kuris yra 10 kartų masyvesnis ir tūkstančius kartų šviesesnė už saulę. Fizinis pagrindasŠių žvaigždžių virpesių sužadinimas yra ne saulės, o maždaug toks pat kaip ir cefeidų. Šioms žvaigždėms taip pat buvo galima nustatyti sukimosi greičio priklausomybę nuo spindulio. Kaip ir Saulė, jų šerdis sukasi kelis kartus greičiau nei sluoksniai, esantys arčiau paviršiaus.

Paprastoms į saulę panašioms žvaigždėms, naudojant asteroseizmologiją, kol kas galima išmatuoti tik pagrindinius parametrus – masę, spindulį, amžių. Tačiau iš tikrųjų tai yra daug, nes mes kalbame apie atskiras savybes, tai yra, neįtrauktas dvigubos sistemosžvaigždžių, iš kurių anksčiau jokiu būdu nebuvo įmanoma atlikti „matavimų“.

Astroseizmo stebėjimai neapsiriboja tik į saulę panašiomis žvaigždėmis. Buvusių žvaigždžių branduolių – planetų ūkų centrinių žvaigždžių ir baltųjų nykštukų – pulsacijos tyrimai žada būti labai įdomūs. Šiuose objektuose podirvis gali būti ne tik vientisas, bet ir lygus kristalinė būsena. O štai asteroseismologija atveria galimybes išbandyti ne tik žvaigždžių evoliucijos teoriją, bet ir bendresnes fizikos šakas, kurios aprašo medžiagos savybes ekstremaliose būsenose.

Dingusių elementų atvejis

Šiandienai daugumažvaigždžių svyravimų stebėjimai gerai sutampa su žvaigždžių sandaros ir evoliucijos teorija. Bet tai, žinoma, nereiškia, kad ateityje mūsų nelaukia netikėtumai. Pavyzdys yra Procyon, Mažosios Canis Alfa, stebėjimas. Ši žvaigždė, viena ryškiausių žemės danguje, 1991 metais tapo pirmąja, kuri parodė saulės tipo pulsacijos požymius (nors ir ne pačios pulsacijos). Per ateinančius 10 metų Procyon buvo stebimas keletą kartų, jo pulsacijos pirmiausia buvo tiesiog patvirtintos, o vėliau išsamiai ištirtos. 2003 metais ji tapo pirmąja žvaigžde kosminio asteroseismologinio teleskopo MOST taikinių sąraše. Stebėtojai visą mėnesį nuolat stebėjo Procyoną ir nerado pulsacijų. Tik surengus papildomą stebėjimo kampaniją, kurioje dalyvavo daug antžeminių teleskopų, pagaliau buvo įrodyta, kad Procyon tikrai pulsuoja, bet kažkodėl svyravimai jame užgęsta daug greičiau nei Saulėje. Dėl to jų spektras tampa sudėtingesnis ir norint jį stebėti, reikia įdėti daug daugiau pastangų.

Yra dar vienas tamsus debesis švariame ir skaidriame helioseismologijos horizonte. Aukštos kokybės Saulės spektrai, gauti prieš keletą metų, rodo, kad Saulė turi daug mažiau sunkiųjų elementų, nei įprasta manyti. Jei iki 2005 m. buvo manoma, kad bendra anglies, azoto, deguonies, neono ir kitų sunkesnių elementų masė sudaro apie 2,7 % vandenilio masės, tai dabar šis įvertis sumažintas iki 1,6 %. Atrodytų, koks skirtumas, kiek tų priemaišų yra: pusantro procento ar trys? Tačiau „naujos“ cheminės sudėties Saulės modeliuose apatinė konvekcinės zonos riba pakyla nuo 500 tūkstančių kilometrų nuo žvaigždės centro iki 510 tūkst. Skirtumas yra apie 1,5% saulės spindulio, tačiau tai lemia visišką helioseizmo duomenų neatitikimą. Nuo 2005 m. iki šių dienų helioseizmologiją buvo bandoma derinti su spektroskopija, tačiau tai kol kas nedavė jokių rezultatų. Tačiau pats šio neatitikimo dydis leidžia suprasti, kokiu tikslumo lygiu šiuo metu vyksta Saulės struktūros tyrimas.

Nepaisant šių problemų ir tam tikrais atžvilgiais dėl jų, asteroseismologija dabar auga. Beveik nė viena didelė astronominė konferencija neapsieina be asteroseismologijos skyriaus. Asteroseismologai turi savo mokslinį žurnalą (Communications in Asteroseismology), savo kosminiai teleskopai, jų antžeminiai stebėjimo tinklai. Asteroseismologijoje ypač išryškėja tikrai globali prigimtis. šiuolaikinė astronomija. Norint patikimai nustatyti žvaigždžių virpesių dažnius, reikia daug valandų ir net daug dienų stebėjimo seansų, o tai neįmanoma be koordinuoto teleskopų naudojimo. į Žemės rutulį. Dabar tokie stebėjimai atliekami pasitelkiant „Whole Earth Telescope“ konsorciumą, jungiantį teleskopus. viešajam naudojimui» dvi dešimtys observatorijų. Rusijoje jo darbe dalyvauja teleskopai iš observatorijos Terskolio viršūnėje (Kaukazas). Kruopščiai suplanuotos kampanijos metu, kai tik įmanoma, atliekami to paties objekto stebėjimai, kurie vėliau „sujungiami“ į vieną stebėjimų seriją. Planuojama sukurti specialų SONG teleskopų tinklą, kurį sudarys aštuoni instrumentai, po keturis kiekviename pusrutulyje. Panašus Saulės stebėjimo tinklas (GONG) jau sukurtas ir aktyviai veikia.

Antarktida yra labai perspektyvi, nes joje yra geriausios sąlygos Žemėje ilgalaikiams astronominiams stebėjimams. Jau seniai į tai žvelgė ne tik asteroseismologai, bet ir kitų astronomijos šakų atstovai. Europoje vykdomas 40 centimetrų asterozėsmografo SIAMOIS įrengimo projektas Prancūzijos ir Italijos Concordia stotyje.

Taigi helio- ir asteroseismologijos perspektyvos yra ryškiausios. Pirmąjį įkvėpė praktiniai poreikiai, susiję su domėjimusi saulės aktyvumo prigimtimi, antroji – noro išpildyti vieno iš žvaigždžių evoliucijos teorijos kūrėjų Arthuro Eddingtono svajonę ir galiausiai suprasti „tokį paprastą dalyką kaip žvaigždė“.

Granuliavimas saulėje. Ryškios dėmės yra kylantys dujų srautai saulės fotosferoje, tamsūs „tarpai“ tarp jų – besileidžiantys. Nuotrauka: DDBJORN ENGVOLD ET. AL., Karališkoji ŠVEDijos MOKSLŲ AKADEMIJA

Astrofizika padarė įspūdingą žingsnį aiškindama žvaigždžių gyvenimą ir mirtį. Tačiau žvaigždžių evoliucijos teorijos bandymai ir tobulinimas tęsiasi. Perspektyviausia mokslinė kryptis šioje srityje yra asteroseismologija.

Ji tiria vidinę žvaigždžių struktūrą pagal šių milžiniškų plazmos rutuliukų paviršiuje virpėjusias dujas, kartais gana stiprias, bet dažniau subtilias.

Visa tai tik padidino astronomų norą įsiskverbti į žvaigždžių vidaus paslaptis. Be to, be termobranduolinių reakcijų, ten vyksta ir kiti įdomūs procesai, pavyzdžiui, didžiulių medžiagų masių sukimasis ir konvekcinis maišymasis. Šie gilūs judesiai yra glaudžiai susiję su magnetinio lauko, kuris Saulėje yra pagrindinis paviršiaus aktyvumo šaltinis, generavimu: blyksniai, iškilimai, vainikinių išmetimai, kurie tiesiogiai veikia mūsų antžeminius interesus. Bet kaip galima prasiskverbti į karšto plazmos rutulio vidų ir sužinoti, kas vyksta, net jei ne šerdyje, bet bent jau palyginti nedideliame gylyje?

Kvėpuojantys cefeidai

Iš pirmo žvilgsnio ši užduotis atrodo neišsprendžiama. Tuo tarpu mokslininkai jau daugiau nei šimtmetį taiko neprieinamų podirvių tyrimo metodą. Tiesa, šie mokslininkai – ne astronomai, o geologai. Jie stebi seismines bangas – virpesius, kurie sklinda mūsų planetos kūne po natūralių ar dirbtinių smūgių. Bangų greitis priklauso nuo terpės parametrų. Sistemingai juos stebint, galima sudaryti įvairių uolienų pasiskirstymo žemės viduje žemėlapį, kuris, nepaisant jų santykinio artumo, yra lygiai taip pat neprieinamas tiesioginiam tyrimui kaip ir Saulės vidus. Bet kadangi kieta Žemė tiesiogine prasme juda po mūsų kojomis, ar kažkas panašaus gali nutikti su plazminiais rutuliais – žvaigždėmis?

1894 metais rusų astronomas Aristarkhas Belopolskis ištyrė garsiąją žvaigždę Delta Cepheus, tą pačią, kurios vardu pavadinta visa klasė kintamų žvaigždžių – cefeidų. Paaiškėjo, kad sinchroniškai keičiantis ryškumui, keičiasi ir linijų padėtis žvaigždės spektre. Šį poslinkį natūraliai galima paaiškinti Doplerio efektu: kai spinduliuotės šaltinis artėja prie mūsų, jo spektro linijos „perkelia“ į mėlynąją pusę, o tolstant – į raudonąją pusę. Belopolskis pasiūlė, kad cefeidai yra dvigubos žvaigždės, kurių ryškumo kintamumas yra susijęs su periodiškais abipusiais užtemimais, o greičio kintamumas išilgai regėjimo linijos yra susijęs su poros žvaigždžių judėjimu orbitoje. Tačiau fizikas Nikolajus Umovas, kuris buvo Belopolskio oponentas gindamas disertaciją, tada išreiškė mintį, kad iš tikrųjų juda ne visa žvaigždė, o tik jos išoriniai sluoksniai.

Umovo spėjimas buvo puikiai patvirtintas anglų astrofiziko Arthuro Eddingtono tyrimų dėka, o 1958 m. sovietų fizikas Sergejus Ževakinas sukūrė cefeidų pulsacijos teoriją. Jie tikrai „kvėpuoja“: plečiasi ir susitraukia greičiu, siekiančiu dešimtis kilometrų per sekundę. Taigi Cepheus delta gali būti laikoma pačiu pirmuoju asteroseismologijos tyrinėtu objektu. Pats pirmas, bet ne pats įdomiausias. Faktas yra tas, kad cefeidų tipo pulsacijos apima tik nedidelę žvaigždės masės dalį ir nėra tinkamos išsamiam jos tyrimui. Ir jie atsiranda tik žvaigždėse su tinkamais parametrais (temperatūra, tankis, cheminė sudėtis), kuriose stabilūs savaiminiai virpesiai išsivysto dėl bet kokių atsitiktinių trikdžių. Bet ką tas pats atsitiktinis trikdymas sukels „netinkamų“ parametrų žvaigždėje, kuri negali pulsuoti cefeidų tipo?

„Solar Ripple“ modifikacijos

Kanados astronomas Johnas Plasketas atkreipė dėmesį į tam tikrą Saulės spektrinių linijų drebėjimą dar 1913 m. Tačiau tikroji dienos šviesos seisminių tyrimų istorija prasidėjo 1962 m., kai paaiškėjo, kad linijos ne tik dreba, bet ir patiria maždaug penkių minučių trukmės svyravimus, kurių amplitudė atitinka kelių šimtų metrų greičio sklaidą. antra. Tai yra, dešimčių kilometrų aukščio bangos nuolat vaikšto per Saulės paviršių. Kurį laiką jiems nebuvo teikiama didelė reikšmė, laikant juos vietiniu reiškiniu, lydinčiu konvekcinių srautų atsiradimą į paviršių. Tačiau aštuntojo dešimtmečio pradžioje pasirodė detalūs Saulės vidinės sandaros modeliai, kurių dėka šiuose virpesiuose buvo galima įžvelgti (ar išgirsti?) visuotinės Saulės materijos vibracijos atgarsius. Tiksliau, penkių minučių svyravimai pasirodė sudėjus atskiras bangas, arba vibracinius režimus, kurių bendras skaičius saulės pulsacijų spektre yra apie 10 mln. Tai akustinės vibracijos, tai yra įprastos garso bangos, kurios yra dujų aplinkos sutankinimai. Atskirų režimų amplitudės itin mažos, tačiau sudėjus viena kitą galima gerokai sustiprinti.

Su neradialinėmis pulsacijomis situacija yra sudėtingesnė - čia kalbame apie atskirų „dėmių“ judėjimą Saulės paviršiuje. Jie siejami su bangomis, kurios nusileido ne vertikaliai, o kampu. Dėl to, kad gelmėse kinta garso greitis, tokios bangos, pasiekusios tam tikrą gylį, apsisuka ir grįžta į žvaigždės paviršių netoli nuo pradžios taško. Ten banga vėl atsispindi ir apibūdina kitą lanką Saulės viduje. Kuo labiau pradinė banga nukrypsta nuo vertikalės, tuo mažesnis jos panardinimo gylis, tuo dažniau ji grįžta į paviršių ir tuo mažesnius „raibulius“ sukelia Saulės paviršiuje.

Nuolat stebint šiuos bangavimus, galima sukonstruoti Saulės akustinių virpesių spektrą ir palyginti jį su įvairių mūsų žvaigždės vidinės sandaros teorinių modelių prognozėmis. Be to, seklūs režimai „šukuoja“ paviršiaus sluoksnius, o radialiniai ir artimi radialiniai virpesiai neša informaciją ne tik apie sąlygas Saulės šerdyje, bet ir apie įvykius priešingoje jos pusėje. Dėl šios priežasties galima aptikti aktyvius regionus, kol jie iškyla iš saulės galūnės krašto, ir stebėti, kai jie nebepasirodo.

Saulės sūkurio anatomija

Per pastaruosius 30 metų helioseismologai sugebėjo gauti išsamios informacijos apie tankio, temperatūros ir helio kiekio pasiskirstymą saulės viduje. Helio kiekis apibūdina vandenilio kuro perdirbimo laipsnį saulės sintezės reaktoriuje. Iš jo galime apskaičiuoti, kad mūsų žvaigždės amžius yra 4,65 milijardo metų. Tai puikiai sutampa su duomenimis apie Žemės amžių, kurie buvo gauti visiškai nepriklausomu metodu – nuo radioaktyviųjų elementų irimo. Vienas pirmųjų dar XVII amžiuje atliktų teleskopinių stebėjimų rezultatų buvo Saulės sukimosi greičio nustatymas pagal dėmių judėjimą jos paviršiuje. Pusiaujo regionai per 25 dienas padaro revoliuciją. Didėjant platumai, laikotarpis ilgėja ir ašigaliuose pasiekia 38 dienas. Tačiau prieš atsirandant helioseismologijai buvo galima tik spėlioti, kaip Saulė sukasi viduje. Dabar viskas paaiškėjo: materijos judėjimas saulės viduje nuneša (iškraipo) per jį praeinančias akustines bangas, ir skirtingais būdais skirtingais atstumais nuo centro. O bendrame svyravimų Saulės paviršiuje paveiksle atsiranda papildomų dažnių, pagal kuriuos nustatomas sukimosi greitis tame gylyje, kur prasiskverbia atitinkamas režimas.

Pavyzdžiui, paaiškėjo, kad materija greičiausiai sukasi kelių dešimčių tūkstančių kilometrų gylyje po pusiauju. Konvekcinėje Saulės zonoje, kur dėl dujų maišymosi energija neša aukštyn, sukimasis sudėtingas: didėjant gyliui kampinis greitis ties pusiauju mažėja, o prie ašigalių – didėja. Saulės šerdis sukasi kaip kietas kūnas, tai yra, jos kampinis greitis nebepriklauso nuo atstumo iki centro. O 500 tūkstančių kilometrų atstumu nuo centro yra siauras sluoksnis - tachoklinas, kuris veikia kaip tepalas tarp šerdies ir apatinės konvekcinės zonos ribos. Daroma prielaida, kad ji yra atsakinga už Saulės magnetinį aktyvumą.

Iš tikrųjų nėra ką pasakyti apie materijos sukimąsi pačiame Saulės centre, mažesniu nei 200 tūkstančių kilometrų spinduliu. Akustiniai režimai čia mažai ką gali pasakyti, todėl didelės viltys dedamos į kitą virpesių tipą – vadinamuosius gravitacinius režimus. Juose varomosios jėgos vaidmenį atlieka ne slėgis, kaip akustiniuose režimuose, o materijos kilimas ir kritimas žvaigždės šerdies gravitaciniame lauke. Skirtingai nuo akustinių režimų, kurie daugiausia sutelkti šalia paviršiaus, gravitaciniai režimai „žaidžia“ centre. Būtent juose yra užšifruotos saulės branduolio paslaptys. Deja, artėjant prie paviršiaus jie greitai išnyksta. Iki šiol yra tik vienas stebėjimas, kuriame jie tarsi užfiksuoti, ir iš to išplaukia, kad vidinė Saulės šerdis sukasi beveik penkis kartus greičiau nei išorinė. Tačiau šiuos rezultatus vis dar reikia patikrinti.

Egzoplanetų dėka

Saulė, nepaisant visos jos svarbos mums, yra tik viena žvaigždė, vienas taškas diagramoje. To akivaizdžiai nepakanka bendram žvaigždžių evoliucijos teorijos patikrinimui. Tačiau tirti kitų žvaigždžių svyravimus – labai sunki užduotis. Saulėje didžiausia greičio svyravimų amplitudė vienu režimu yra 15-20 cm/s. Šiuo metu tokius mažyčius linijų poslinkius galima išmatuoti tik šalia esančių (taigi ir ryškių) žvaigždžių spektruose ir net tada naudojant geriausius spektrografus. Tačiau kartais galima apsieiti ir be spektrų. Žvaigždės pulsavimą lydi ne tik spektrinių linijų „šokimas“, bet ir nedideli ryškumo kitimai. Dominuojantį vaidmenį asteroseismologijoje vaidina pulsavimo dažniai, o kartais nėra taip svarbu, pagal kokį konkretų stebimą žvaigždės parametrą jie nustatomi. Todėl vietoj daug darbo reikalaujančios spektroskopijos kai kuriais atvejais galima atlikti ekonomiškesnę fotometriją, tai yra vietoj atskirų spektro linijų matavimo galima stebėti tik bendrą žvaigždės šviesumą. Tiesa, tai nėra lengva užduotis, nes ryškumo svyravimai yra labai maži – 0,1% ar mažiau, vadinasi, reikalingi labai jautrūs radiacijos detektoriai.

Laimei, pastaruoju metu tokių jautrių instrumentų vis daugėja – jie reikalingi sparčiai besivystantiems planetų, esančių už Saulės sistemos ribų, tyrimams (jie aptinkami ir pagal nedidelius žvaigždžių spektro linijų ir ryškumo svyravimus). Ir nors tokie instrumentai kaip spektrografai HARPS (Europos pietinė observatorija, Čilė) ir HIRES (Keck observatorija, Havajų salos, JAV) arba kosminiai fotometriniai teleskopai COROT ir Kepleris atnešė „viešą“ šlovę jų pagalba atrastoms egzoplanetoms, specialistų indėlis. Šių instrumentų panaudojimas asteroseizmo tyrimams yra ne mažiau, o gal ir svarbesnis. Taigi neatsitiktinai Saulės tipo pulsacijos kitoje žvaigždėje (šios Boötes subgigantės) pirmą kartą buvo patikimai užfiksuotos 1995 metais – beveik tuo pačiu metu, kai buvo atrasta pirmoji egzoplaneta. Šiandien panašios pulsacijos jau užfiksuotos dviejose dešimtyse žvaigždžių. Asteroseizmo stebėjimai ypač svarbūs tiriant žvaigždžių konvekciją. Šio proceso teorijoje yra spragų, o kompiuteriniuose žvaigždžių modeliuose jis turi būti paleistas, taip sakant, „ranka“, dirbtinai nustatant konvekcijos parametrus. Tai, žinoma, nėra geriausias būdas paaiškinti mechanizmą, kuris „valdo“ į Saulę panašių žvaigždžių magnetinį lauką, o vėlesniuose evoliucijos etapuose visiškai pakeičia jų fizinę ir cheminę struktūrą. Asteroseismologija jau leido apytiksliai nustatyti vienos rūšies mėlynojo milžino, kuris yra 10 kartų masyvesnis ir tūkstančius kartų šviesesnis už Saulę, konvekcijos pobūdį. Fizinis šių žvaigždžių virpesių sužadinimo pagrindas yra ne saulės, o maždaug toks pat kaip ir cefeidų. Šioms žvaigždėms taip pat buvo galima nustatyti sukimosi greičio priklausomybę nuo spindulio. Kaip ir Saulė, jų šerdis sukasi kelis kartus greičiau nei sluoksniai, esantys arčiau paviršiaus.

Paprastoms į saulę panašioms žvaigždėms, naudojant asteroseizmologiją, kol kas galima išmatuoti tik pagrindinius parametrus – masę, spindulį, amžių. Tačiau iš tikrųjų tai yra daug, nes mes kalbame apie pavienių žvaigždžių savybes, tai yra, neįtrauktų į dvigubas sistemas, iš kurių anksčiau jokiu būdu nebuvo įmanoma atlikti „matavimų“.

Astroseizmo stebėjimai neapsiriboja tik į saulę panašiomis žvaigždėmis. Buvusių žvaigždžių branduolių – planetų ūkų centrinių žvaigždžių ir baltųjų nykštukų – pulsacijos tyrimai žada būti labai įdomūs. Šiuose objektuose podirvis gali būti ne tik kieto, bet net ir kristalinio pavidalo. O štai asteroseismologija atveria galimybes išbandyti ne tik žvaigždžių evoliucijos teoriją, bet ir bendresnes fizikos šakas, kurios aprašo medžiagos savybes ekstremaliose būsenose.

Dingusių elementų atvejis

Šiandien dauguma žvaigždžių svyravimų stebėjimų gerai sutampa su žvaigždžių sandaros ir evoliucijos teorija. Bet tai, žinoma, nereiškia, kad ateityje mūsų nelaukia netikėtumai. Pavyzdys yra Procyon, Mažosios Canis Alfa, stebėjimas. Ši žvaigždė, viena ryškiausių žemės danguje, 1991 metais tapo pirmąja, kuri parodė saulės tipo pulsacijos požymius (nors ir ne pačios pulsacijos). Per ateinančius 10 metų Procyon buvo stebimas keletą kartų, jo pulsacijos pirmiausia buvo tiesiog patvirtintos, o vėliau išsamiai ištirtos. 2003 metais ji tapo pirmąja žvaigžde kosminio asteroseismologinio teleskopo MOST taikinių sąraše. Stebėtojai visą mėnesį nuolat stebėjo Procyoną ir nerado pulsacijų. Tik surengus papildomą stebėjimo kampaniją, kurioje dalyvavo daug antžeminių teleskopų, pagaliau buvo įrodyta, kad Procyon tikrai pulsuoja, bet kažkodėl svyravimai jame užgęsta daug greičiau nei Saulėje. Dėl to jų spektras tampa sudėtingesnis ir norint jį stebėti, reikia įdėti daug daugiau pastangų.

Nepaisant šių problemų ir tam tikrais atžvilgiais dėl jų, asteroseismologija dabar auga. Beveik nė viena didelė astronominė konferencija neapsieina be asteroseismologijos skyriaus. Asteroseismologai turi savo mokslinį žurnalą (Communications in Asteroseismology), savo kosminius teleskopus ir savo antžeminius stebėjimo tinklus. Asteroseismologijoje ypač išryškėja išties globalus šiuolaikinės astronomijos pobūdis. Norint patikimai nustatyti žvaigždžių virpesių dažnius, reikia daug valandų ir net dienų stebėjimų, o tai neįmanoma be koordinuoto teleskopų, išsibarsčiusių visame pasaulyje, naudojimo. Dabar tokie stebėjimai atliekami padedant „Visos Žemės teleskopo“ konsorciumui, vienijančiam „viešai naudojamus“ teleskopus iš dviejų dešimčių observatorijų. Rusijoje jo darbe dalyvauja teleskopai iš observatorijos Terskolio viršūnėje (Kaukazas). Kruopščiai suplanuotos kampanijos metu, kai tik įmanoma, atliekami to paties objekto stebėjimai, kurie vėliau „sujungiami“ į vieną stebėjimų seriją. Planuojama sukurti specialų SONG teleskopų tinklą, kurį sudarys aštuoni instrumentai, po keturis kiekviename pusrutulyje. Panašus Saulės stebėjimo tinklas (GONG) jau sukurtas ir aktyviai veikia.