Cili teleskop shikonte në bërthamën diellore. Dridhja e Yjeve

Për herë të parë, astronomët ishin në gjendje të shikonin në zemrën e një ylli në shpërthim minutat e fundit ekzistencën e saj. Kjo u bë nga teleskopi hapësinor i fortë me rreze X NuSTAR. Ai ishte në gjendje të bënte fotografi të titanit radioaktiv në mbetjen e supernovës Cassiopeia A, e cila u bë e dukshme nga Toka në momentin që ylli shpërtheu në 1671.

Punë të ngjashme- thelbi i misionit NuSTAR, i nisur në qershor 2012 për të matur emetimet e forta të rrezeve X nga yjet që shpërthejnë, ose supernova dhe vrimat e zeza, duke përfshirë vrimën e zezë masive në qendër Rruga e Qumështit.

Këtë javë, shkencëtarët nga ekipi NuSTAR publikuan një punim në revistën Nature. Artikulli thotë se shkencëtarët ishin në gjendje të krijonin hartën e parë të titanit, të nxjerrë nga bërthama e një ylli që shpërtheu në 1671. Ky shpërthim prodhoi një mbetje supernova të njohur si Cassiopeia A.

Ky objekt është kapur më shumë se një herë në imazhe nga teleskopë të ndryshëm, por vetëm në këtë imazh mund të shihet se si fragmentet hapësinore përplasen me gazin dhe pluhurin përreth dhe i ngrohin ato. Falë NuSTAR, u bë e mundur për herë të parë të hartohej emetimi i fortë i rrezeve X të materies të krijuar drejtpërdrejt në thelbin e një ylli në shpërthim: izotopi radioaktiv titan-44, i cili u formua në thelbin e një ylli kur u rrëzua në yll neutron ose në një vrimë të zezë. Energjia e lëshuar si rezultat i rënies së bërthamës së supernovës "shqye" shtresat e jashtme të yllit dhe fragmentet e këtij shpërthimi ende fluturojnë me një shpejtësi prej 5000 kilometrash në sekondë.

Shkencëtarët shpresojnë se ky informacion do t'i ndihmojë astronomët të ndërtojnë modele kompjuterike 3-D të yjeve që shpërthejnë dhe në fund të kuptojnë disa nga karakteristikat misterioze të supernovave, siç janë avionët e materialit që lëshojnë disa prej tyre. Për shembull, vëzhgimet e mëparshme të Cassiopeia A duke përdorur teleskopin me rreze X Chandra (Chandra) bënë të mundur shikimin e avionëve të silikonit që lëshon ylli.

Cassiopeia A ndodhet afërsisht 11,000 vite dritë nga Toka dhe është një nga mbetjet më të studiuara të supernovës. 343 vjet pasi ylli shpërtheu, mbeturinat nga shpërthimi u përhapën rreth 10 vjet dritë përreth.

Si rezultat i vëzhgimeve të mëparshme të nxehtë nga valë goditëse hekuri në fragmente, disa shkencëtarë arritën në përfundimin se shpërthimi ishte po aq i fuqishëm në të gjitha drejtimet - simetrik. Megjithatë, provat e fundit sugjerojnë se origjina e hekurit është aq e paqartë sa shpërndarja e tij mund të mos përkojë me "modelin" e shpërthimit.

Hartë e re titani-44, i cili nuk përkon me shpërndarjen e hekurit në mbetje, na lejon të parashtrojmë një hipotezë tjetër - se brenda ka hekur të ftohtë që Chandra nuk e sheh. Hekuri dhe titani formohen në të njëjtin vend në yll, kështu që ato duhet të shpërndahen në mënyra të ngjashme në mbeturinat nga shpërthimi.

Aktualisht, NuSTAR vazhdon të monitorojë emetimin e titaniumit radioaktiv-44 nga disa mbetje të tjera të supernovës, në mënyrë që të përcaktojë se si zhvillohen ngjarjet atje. Këto mbetje të supernovës duhet të jenë mjaft afër Tokës saqë struktura e fragmenteve të mund të shihet, por në të njëjtën kohë mjaft të reja që elementët radioaktivë si titani të lëshojnë ende rreze X të forta.

> Nga se përbëhet Dielli?

Zbulojeni nga se përbëhet dielli: përshkrimi i strukturës dhe përbërjes së yllit, renditja e elementeve kimike, numri dhe karakteristikat e shtresave me foto, diagrami.

Nga Toka, Dielli duket i qetë top zjarri, dhe përpara se anija kozmike Galileo të zbulonte njollat e diellit, shumë astronomë besonin se ajo formë perfekte asnjë defekt. Tani e dimë këtë Dielli përbëhet nga disa shtresa, si Toka, secila prej të cilave kryen funksionin e vet. Kjo strukturë masive si furre e Diellit është furnizuesi i gjithë energjisë në Tokë të nevojshme për jetën tokësore.

Nga çfarë elementësh përbëhet Dielli?

Nëse mund ta ndani yllin dhe të krahasonit elementët e tij përbërës, do të kuptonit se përbërja është 74% hidrogjen dhe 24% helium. Gjithashtu, Dielli përbëhet nga 1% oksigjen, dhe 1% e mbetur është i tillë elementet kimike tabelat periodike, të tilla si kromi, kalciumi, neoni, karboni, magnezi, squfuri, silikoni, nikeli, hekuri. Astronomët besojnë se një element më i rëndë se heliumi është një metal.

Si lindën të gjithë këta elementë të Diellit? Si rezultat Big Bang u shfaq hidrogjeni dhe helium. Në fillim të formimit të Universit, nga doli elementi i parë, hidrogjeni grimcat elementare. Për shkak të temperaturë të lartë dhe kushtet e presionit në Univers ishin si në thelbin e një ylli. Më vonë, hidrogjeni u shkri në helium ndërsa universi kishte temperaturën e lartë të nevojshme për të ndodhur reaksioni i shkrirjes. Përmasat ekzistuese të hidrogjenit dhe heliumit që janë në Univers tani janë zhvilluar pas Big Bengut dhe nuk kanë ndryshuar.

Elementet e mbetura të Diellit krijohen në yje të tjerë. Në bërthamat e yjeve, procesi i sintezës së hidrogjenit në helium ndodh vazhdimisht. Pasi prodhojnë të gjithë oksigjenin në bërthamë, ata kalojnë në shkrirjen bërthamore për më shumë elemente të rënda, të tilla si litium, oksigjen, helium. Shumë metalet e rënda, të cilat janë në Diell, u formuan edhe në yje të tjerë në fund të jetës së tyre.

Elementet më të rënda, ari dhe uraniumi, u formuan kur shpërthyen yje shumë herë më të mëdhenj se Dielli ynë. Në një pjesë të sekondës së formimit të vrimës së zezë, elementët u përplasën shpejtësi të lartë dhe u formuan elementet më të rënda. Shpërthimi i shpërndau këta elementë në të gjithë Universin, ku ndihmuan në formimin e yjeve të rinj.

Dielli ynë ka mbledhur elementë të krijuar nga Big Bengu, elementë nga yjet që vdesin dhe grimca të krijuara si rezultat i shpërthimeve të reja të yjeve.

Nga cilat shtresa përbëhet Dielli?

Në shikim të parë, Dielli është vetëm një top i përbërë nga helium dhe hidrogjen, por pas një studimi më të thellë është e qartë se ai përbëhet nga shtresa të ndryshme. Kur lëvizni drejt bërthamës, temperatura dhe presioni rriten, si rezultat i të cilave u krijuan shtresa, pasi në kushte të ndryshme hidrogjeni dhe heliumi kanë karakteristika të ndryshme.

bërthama diellore

Le të fillojmë lëvizjen tonë përmes shtresave nga thelbi në shtresën e jashtme të përbërjes së Diellit. Në shtresa e brendshme Dielli është thelbi, temperatura dhe presioni janë shumë të larta, të favorshme për shfaqjen e fuzion bërthamor. Dielli krijon atomet e heliumit nga hidrogjeni, si rezultat i këtij reaksioni, formohet drita dhe nxehtësia, të cilat arrijnë. Në përgjithësi pranohet se temperatura në Diell është rreth 13,600,000 gradë Kelvin, dhe dendësia e bërthamës është 150 herë më e lartë se dendësia e ujit.

Shkencëtarët dhe astronomët besojnë se bërthama e Diellit arrin rreth 20% të gjatësisë së rrezes diellore. Dhe brenda bërthamës, temperatura dhe presioni i lartë bëjnë që atomet e hidrogjenit të ndahen në protone, neutrone dhe elektrone. Dielli i shndërron ato në atome të heliumit, pavarësisht gjendjes së tyre lundruese të lirë.

Ky reagim quhet ekzotermik. Kur ndodh ky reagim, ai lirohet numër i madh ngrohje e barabartë me 389 x 10 31 J. për sekondë.

Zona e rrezatimit të Diellit

Kjo zonë e ka origjinën në kufirin e bërthamës (20% e rrezes diellore) dhe arrin një gjatësi deri në 70% të rrezes diellore. Brenda kësaj zone ka lëndë diellore, e cila në përbërjen e saj është mjaft e dendur dhe e nxehtë, kështu që rrezatimi termik kalon nëpër të pa humbur nxehtësinë.

Reaksioni i shkrirjes bërthamore ndodh brenda bërthamës diellore - krijimi i atomeve të heliumit si rezultat i shkrirjes së protoneve. Ky reagim prodhon një sasi të madhe të rrezatimit gama. Në këtë proces, fotonet e energjisë emetohen, pastaj absorbohen në zonën e rrezatimit dhe emetohen përsëri nga grimca të ndryshme.

Trajektorja e një fotoni zakonisht quhet "shëtitje e rastësishme". Në vend që të lëvizë në një rrugë të drejtë drejt sipërfaqes së Diellit, fotoni lëviz në një model zigzag. Si rezultat, çdo foton i duhen afërsisht 200,000 vjet për të kapërcyer zonën e rrezatimit të Diellit. Kur lëviz nga një grimcë në një grimcë tjetër, fotoni humbet energjinë. Kjo është e mirë për Tokën, sepse ne mund të merrnim vetëm rrezatim gama që vjen nga Dielli. Një foton që hyn në hapësirë i nevojiten 8 minuta për të udhëtuar në Tokë.

Një numër i madh yjesh kanë zona rrezatimi dhe madhësia e tyre varet drejtpërdrejt nga shkalla e yllit. Sa më i vogël të jetë ylli, aq më të vogla do të jenë zonat, shumica e të cilave do të jenë të zëna nga zona konvektive. Yjeve më të vegjël mund të mungojnë zonat e rrezatimit dhe zona konvektive do të arrijë distancën deri në bërthamë. Në maksimum yjet e mëdhenj situata është e kundërta, zona e rrezatimit shtrihet në sipërfaqe.

Zonë konvektive

Zona konvektive është jashtë zonës rrezatuese, ku nxehtësia e brendshme e diellit rrjedh përmes kolonave të gazit të nxehtë.

Pothuajse të gjithë yjet kanë një zonë të tillë. Për Diellin tonë, ai shtrihet nga 70% e rrezes së Diellit në sipërfaqe (fotosferë). Gazi në thellësi të yllit, afër bërthamës, nxehet dhe ngrihet në sipërfaqe, si flluska dylli në një llambë. Me të arritur në sipërfaqen e yllit, ndodh humbja e nxehtësisë ndërsa ftohet, gazi zhytet përsëri drejt qendrës, duke rikuperuar energjinë termike. Si shembull, mund të sillni një tigan me ujë të valë në zjarr.

Sipërfaqja e Diellit është si toka e lirshme. Këto parregullsi janë kolona të gazit të nxehtë që bartin nxehtësinë në sipërfaqen e Diellit. Gjerësia e tyre arrin 1000 km, dhe koha e shpërndarjes arrin 8-20 minuta.

Astronomët besojnë se yjet me masë të ulët, të tillë si xhuxhët e kuq, kanë vetëm një zonë konvektive që shtrihet deri në bërthamë. Ata nuk kanë zonë rrezatimi, gjë që nuk mund të thuhet për Diellin.

Fotosferë

E vetmja shtresë e Diellit e dukshme nga Toka është . Poshtë kësaj shtrese, Dielli bëhet i errët dhe astronomët përdorin metoda të tjera për të studiuar brendësinë e yllit tonë. Temperaturat e sipërfaqes arrijnë 6000 Kelvin dhe shkëlqejnë në të verdhë-bardhë, të dukshme nga Toka.

Atmosfera e Diellit ndodhet prapa fotosferës. Ajo pjesë e Diellit që është e dukshme gjatë eklipsi diellor, i quajtur .

Struktura e Diellit në diagram

NASA e zhvilluar posaçërisht për nevojave arsimore paraqitje skematike e strukturës dhe përbërjes së Diellit, duke treguar temperaturën për secilën shtresë:

(Rrezatimi i dukshëm, IR dhe UV) - këto janë rrezatimi i dukshëm, rrezatimi infra i kuq dhe rrezatimi ultravjollcë. Rrezatimi i dukshëm është drita që ne shohim që vjen nga Dielli. Rrezatimi infra i kuq është nxehtësia që ndjejmë. Rrezatimi ultravjollcë është rrezatimi që na jep një nxirje. Dielli i prodhon këto rrezatime në të njëjtën kohë.
(Fotosfera 6000 K) – Fotosfera është shtresa e sipërme Dielli, sipërfaqja e tij. Një temperaturë prej 6000 Kelvin është e barabartë me 5700 gradë Celsius.
Emetimet e radios (trans. Radio emision) - Përveç rrezatimi i dukshëm, rrezatimi infra i kuq dhe rrezatimi ultravjollcë, Dielli dërgon emetime radio që astronomët kanë zbuluar duke përdorur një radio teleskop. Në varësi të numrit të njollave diellore, ky emetim rritet dhe zvogëlohet.
Vrima koronale - Këto janë vende në Diell ku korona ka një densitet të ulët të plazmës, si rezultat është më e errët dhe më e ftohtë.
2100000 K (2100000 Kelvin) - Zona e rrezatimit të Diellit ka këtë temperaturë.
Zonë konvektive/Konvekcion turbulent (trans. Zonë konvektive/Konvekcion turbulent) – Këto janë vende në Diell ku energjia termike e bërthamës transferohet me konvekcion. Kolonat e plazmës arrijnë në sipërfaqe, heqin dorë nga nxehtësia e tyre dhe përsëri nxitojnë të nxehen përsëri.
Unazat koronare (trans. sythe koronale) - sythe që përbëhen nga plazma në atmosferën diellore, që lëvizin përgjatë vijat magnetike. Ato duken si harqe të mëdha që shtrihen nga sipërfaqja për dhjetëra mijëra kilometra.
Bërthama (trans. Core) është zemra diellore në të cilën ndodh shkrirja bërthamore duke përdorur temperaturë dhe presion të lartë. Të gjitha energjia diellore vjen nga bërthama.
14,500,000 K (për 14,500,000 Kelvin) - Temperatura e bërthamës diellore.
Zonë rrezatuese (trans. Zonë e rrezatimit) - Një shtresë e Diellit ku energjia transmetohet duke përdorur rrezatim. Fotoni e kapërcen zonën e rrezatimit përtej 200,000 dhe shkon në hapësirën e jashtme.
Neutrinot (trans. Neutrino) janë grimca të vogla të papërfillshme që dalin nga Dielli si rezultat i një reaksioni të shkrirjes bërthamore. Qindra mijëra neutrino kalojnë në trupin e njeriut çdo sekondë, por ato nuk na shkaktojnë asnjë dëm, nuk i ndjejmë.
Flakërim Kromosferik (përkthyer si Shpërthim Kromosferik) - Fusha magnetike e yllit tonë mund të përdredhet dhe më pas të shpërthejë papritur në forma të ndryshme. Si rezultat i thyerjeve në fushat magnetike, nga sipërfaqja e Diellit shfaqen shpërthime të fuqishme me rreze X.
Lakja e fushës magnetike - fusha magnetike e Diellit është mbi fotosferë dhe është e dukshme ndërsa plazma e nxehtë lëviz përgjatë vijave magnetike në atmosferën e Diellit.
Njolla - Një njollë dielli (trans. Njollat e diellit) - Këto janë vende në sipërfaqen e Diellit ku fushat magnetike kalojnë nëpër sipërfaqen e Diellit dhe temperatura është më e ulët, shpesh në formën e një laku.
Grimcat energjetike (trans. Grimcat energjetike) - Vijnë nga sipërfaqja e Diellit, duke rezultuar në krijimin era diellore. NË stuhitë diellore shpejtësia e tyre arrin shpejtësinë e dritës.
Rrezet X (të përkthyer si rreze X) janë rreze të padukshme për syrin e njeriut që formohen gjatë ndezjeve diellore.
Pikat e ndritshme dhe rajonet magnetike jetëshkurtër (trans. Njollat e ndritshme dhe rajonet magnetike me jetë të shkurtër) - Për shkak të ndryshimeve të temperaturës, në sipërfaqen e Diellit shfaqen njolla të shndritshme dhe të zbehta.

Pra nga gjithë rrjedha e gjerë rrezatimi kozmik Vetëm rrezet e dukshme dhe pjesërisht valët e radios arrijnë në sipërfaqen e Tokës. Por i shqetësuar atmosfera e tokës shumë shqetësuese vëzhgimet optike: yjet vezullojnë, vezullojnë me të gjitha ngjyrat e ylberit. yje vezullues shkaktuar nga një ndryshim në thyerjen e rrezeve në rrjedhat e ajrit që lëvizin me shpejtësi me temperatura të ndryshme dhe dendësia. Për më tepër, sa më i madh të jetë teleskopi dhe zmadhimi i përdorur, aq më shumë ndërhyrja atmosferike ndikon në cilësinë e imazhit: disqet planetare dridhen dhe turbullohen, dhe yjet kërcejnë fjalë për fjalë...

Në prill të vitit 1990, amerikani anije kozmike Zbulimi u dërgua në orbitën e ulët të Tokës Teleskopi hapësinor me emrin. Hubble. Diametri i pasqyrës kryesore të këtij teleskopi reflektues arrin 2.4 m.

Avantazhi i parë i Teleskopit Hapësinor është se cilësia e imazhit nuk ndikohet më nga atmosfera e Tokës. E dyta - teleskop optik në hapësirë, një gamë më e gjerë rrezatimi është në dispozicion, nga afër rrezet ultraviolet në infra të kuqe. Dhe së fundi, falë pothuajse mungesë e plotë Shpërndarja e dritës jashtë atmosferës "Hubble" jep një fitim të disa madhësive - ju lejon të vëzhgoni objektet e 31-të magnitudë; Objekte të tilla të zbehta nuk janë ende të arritshme për teleskopët me bazë tokësore.

Një nga detyrat kryesore të teleskopit hapësinor. Misioni i Hubble është të studiojë sistemet më të largëta të yjeve.

Një imazh i transmetuar nga teleskopi në tokë tregon pjesa qendrore galaktika eliptike MS-S 4261 nga grupi i galaktikave në yjësinë e Virgjëreshës. Ai tregon qartë një formacion në formë torusi me një diametër prej rreth 300 vite dritë që rrethon bërthamën galaktike. Ekspertët besojnë se në thelbin e kësaj galaktike ka një vrimë të zezë që peshon rreth 10 milionë. masat diellore. Ai është i rrethuar nga një substancë e ftohtë e errët në formën e një "donuti" të madh. Duke u përdredhur ngadalë në një spirale, kjo substancë lëviz drejt qendrës së masës, nxehet në diskun e grumbullimit dhe zhduket në vrimën e zezë. Ndoshta, në qendër të galaktikës supergjigante M 87 në yjësinë e Virgjëreshës, ekziston gjithashtu një objekt i ngjashëm, por edhe më masiv - deri në 2.6 miliardë masa diellore.

Kështu, Hubble gjeti konfirmimin e ekzistencës së vrimave të zeza në bërthamat e disa galaktikave aktive. Astronomët shpresojnë se ky zbulim do të ndihmojë për të kuptuar formimin dhe zhvillimin e galaktikave, dhe me to mund të ndriçohet historia e evolucionit të Universit tonë. Teleskopi hapësinor vepron këtu si një "makinë e kohës", sepse tregon galaktikat siç ishin miliarda vjet më parë. Dhe sa më larg ata janë nga ne, aq më "të rinj" duken. Epoka e objekteve më të largëta po i afrohet epokës së Universit. Me një fjalë, teleskopi Hubble i dha njeriut mundësinë për të parë në thellësi të tilla të paimagjinueshme të Universit, ku teleskopët e tij më të mëdhenj me bazë tokësore nuk depërtuan.

e sotme teknologjinë hapësinore ju lejon të planifikoni montimin në hapësirë të një teleskopi të pothuajse çdo madhësie. Me ndihmën e gjigantit teleskopët orbitalë Do të jetë e mundur të studiohen në detaje thellësitë e Universit. Studiuesit e rinj mund të presin teleskopë të rinj mrekulli në Tokë, observatorë astrofizikë orbitalë, stacione vëzhgimi në Hënë dhe Mars, si dhe pajisje të reja të ndjeshme për regjistrimin e rrezeve X dhe rrezet gama, grimcat elementare (astronomia neutrino) dhe valët gravitacionale(astronomi gravitacionale).

Astrofizika ka bërë hapa mbresëlënës në shpjegimin e jetës dhe vdekjes së yjeve. Megjithatë, testimi dhe përsosja e teorisë vazhdon evolucioni yjor. Më premtuese drejtimi shkencor në këtë fushë - asteroseizmologjia. Ajo studion strukturën e brendshme të yjeve nga dridhja e gazit në sipërfaqen e këtyre topave gjigantë të plazmës, ndonjëherë mjaft të forta, por më shpesh delikate.

Teoria e evolucionit yjor mund të konsiderohet kulmi i zhvillimit të astrofizikës moderne. Bazuar në supozimin e një burimi termonuklear të energjisë për yjet, ajo përshkruan me besim nuancat më delikate të fateve të tyre. E megjithatë krimbi i dyshimit gërryen disa studiues. Në fund të fundit, ne shohim vetëm një shtresë të hollë sipërfaqësore të një ylli, dhe askush nuk e ka vëzhguar drejtpërdrejt sesi hidrogjeni shndërrohet në helium në zemrën e një ylli.

Astronomia neutrino, e cila u shfaq në vitet 1960, dha një shans për të parë në thellësitë e yjeve. Falë aftësisë më të lartë depërtuese, neutrinot e krijuara në reaksionet termonukleare largohen lirshëm bërthama diellore, duke mbajtur informacion për proceset që ndodhin atje. U hap rruga për të konfirmuar hipotezën termonukleare me vëzhgime të drejtpërdrejta. Sidoqoftë, fluksi i neutrinos i zbuluar doli të ishte disa herë më i ulët se sa parashikohej nga modeli "standard" i Diellit. U deshën më shumë se 30 vjet për të zgjidhur "problemin e neutrinos diellore". Dhe vetëm në fillim të shekullit të 21-të u vërtetua eksperimentalisht se gjatë rrugës për në Tokë, neutrinot kërcejnë vazhdimisht midis tre gjendjeve, dhe teleskopët e parë të neutrinos regjistruan vetëm njërën prej tyre. Problemi u zgjidh me sukses, por doli se në vend që të sqaronin idetë për burimet e energjisë yjore, teleskopët neutrino sqaruan vetitë e vetë neutrinos.

E gjithë kjo vetëm sa rriti dëshirën e astronomëve për të depërtuar në sekretet e brendësisë së yjeve. Për më tepër, përveç reaksionet termonukleare të tjerët po vijnë procese interesante, për shembull, rrotullimi dhe përzierja konvektive e masave të mëdha të materies. Këto lëvizje të thella janë të lidhura ngushtë me gjenerimin e fushës magnetike, e cila në Diell shërben si burimi kryesor i aktivitetit sipërfaqësor: ndezjet, spikatjet, nxjerrjet koronale, të cilat ndikojnë drejtpërdrejt në interesat tona tokësore. Por si mund të depërtojë brenda një topi të nxehtë plazme dhe të zbulojë se çfarë po ndodh, edhe nëse jo në thellësi, por të paktën në një thellësi relativisht të vogël?

Cefeidët që marrin frymë

Në pamje të parë, kjo detyrë duket e pazgjidhshme. Ndërkohë, shkencëtarët kanë më shumë se një shekull që përdorin metodën e studimit të nëntokës së paarritshme. Vërtetë, këta shkencëtarë nuk janë astronomë, por gjeologë. Ata po shikojnë valët sizmike- vibracionet që përhapen në trupin e planetit tonë pas goditjeve natyrore ose artificiale. Shpejtësia e valëve varet nga parametrat e mediumit. Duke i vëzhguar në mënyrë sistematike, është e mundur të ndërtohet një hartë e shpërndarjes së racave të ndryshme në zorrët e tokës, të cilat, megjithë afërsinë e tyre relative, janë po aq të paarritshme për studim të drejtpërdrejtë sa pjesa e brendshme e Diellit. Por që kur tokë e fortë duke lëvizur fjalë për fjalë nën këmbët tona, a mund të ndodhë diçka e ngjashme me topat e plazmës - yjet?

Në 1894, astronomi rus Aristarkh Belopolsky studioi yll i famshëm delta Cepheus, e njëjta pas së cilës është emëruar gjithë klasën yje të ndryshueshëm- Cefeidi. Doli se në mënyrë sinkrone me ndryshimet në shkëlqim, pozicioni i linjave në spektrin e yllit gjithashtu ndryshon. Kjo zhvendosje mund të shpjegohet natyrshëm me efektin Doppler: kur një burim rrezatimi na afrohet, linjat në spektrin e tij "lëvizin" në anën blu dhe kur ai largohet, në anën e kuqe. Belopolsky sugjeroi që Cefeidët janë yje të dyfishtë, në të cilën ndryshueshmëria e shkëlqimit shoqërohet me eklipse periodike të ndërsjella, dhe ndryshueshmëria e shpejtësisë përgjatë vijës së shikimit shoqërohet me lëvizje orbitale dy yje. Sidoqoftë, fizikani Nikolai Umov, i cili ishte kundërshtari i Belopolsky në mbrojtjen e disertacionit të tij, më pas shprehu idenë se në fakt nuk lëviz i gjithë ylli, por vetëm shtresat e tij të jashtme.

Supozimi i Umov u konfirmua shkëlqyeshëm falë hulumtimit të astrofizikanit anglez Arthur Eddington, dhe në 1958 fizikan sovjetik Sergei Zhevakin zhvilloi një teori të pulsimit të Cepheid. Ata me të vërtetë "marrin frymë": zgjerohen dhe tkurren me shpejtësi që arrijnë dhjetëra kilometra në sekondë. Pra, delta e Cepheus mund të konsiderohet objekti i parë i studiuar nga asteroseizmologjia. E para, por jo më interesante. Fakti është se pulsimet e tipit Cepheid mbulojnë vetëm një pjesë të vogël të masës së yllit dhe nuk janë të përshtatshme për studimin e tij të detajuar. Dhe ato shfaqen vetëm në yje me parametra të përshtatshëm (temperatura, dendësia, përbërjen kimike), në të cilat zhvillohen vetëlëkundje të qëndrueshme nga çdo shqetësim i rastësishëm. Por çfarë do të çojë i njëjti shqetësim i rastësishëm në një yll me parametra "të papërshtatshëm", të paaftë për pulsime të tipit Cefeid?

Përgjatë një ylli të tillë, nga vendi i shqetësimit, një valë do të rrjedhë në të gjitha drejtimet, disa prej të cilave do të shkojnë thellë në yll, disa do të dalin jashtë, do të reflektohen nga sipërfaqja e yllit dhe përsëri do të nxitojnë nga brenda, do të kalojnë yllin. përmes, përsëri reflektohen dhe përzihen me valë nga shqetësime të tjera. Dhe ka shumë shqetësime të tilla: nga rrymat konvektive, nga ndezjet në sipërfaqe... Si rezultat, i gjithë ylli gumëzhin, dridhet dhe bëhet objekt i dëshirueshëm për kërkime sizmike!

Modalitetet e valëzimit diellor

Për disa lëkundje vijat spektrale Dielli u vu re nga astronomi kanadez John Plaskett në vitin 1913. Megjithatë histori reale kërkime sizmike drita e ditës filloi në vitin 1962, kur u bë e qartë se linjat jo vetëm që dridheshin, por përjetuan lëkundje me një periudhë prej rreth pesë minutash dhe një amplitudë që korrespondon me një përhapje shpejtësie prej disa qindra metrash në sekondë. Kjo do të thotë, valët dhjetëra kilometra të larta ecin vazhdimisht nëpër sipërfaqen e Diellit. Për disa kohë atyre nuk iu kushtua shumë rëndësi, duke i konsideruar si një fenomen lokal që shoqëron daljen e rrjedhave konvektive në sipërfaqe. Por nga fillimi i viteve 1970, ishin shfaqur modele të detajuara të strukturës së brendshme të Diellit, falë të cilave ishte e mundur të shihej (ose të dëgjohej?) jehona e dridhjeve globale të materies diellore në këto vibrime. Më saktësisht, lëkundjet pesëminutëshe rezultuan të ishin rezultat i shtimit të valëve individuale, ose mënyrave vibruese, numri i përgjithshëm i të cilave në spektrin e pulsimeve diellore është rreth 10 milionë. Këto janë dridhje akustike, domethënë valë të zakonshme zanore, të cilat janë ngjeshje mjedis gazi. Amplituda e mënyrave individuale është jashtëzakonisht e vogël, por kur bashkohen, ato mund të përforcojnë ndjeshëm njëra-tjetrën.

Pulsimet akustike ndahen në radiale, në të cilat vëllimi i Diellit ndryshon, dhe jo radiale, duke gjeneruar valë në sipërfaqen e tij. Pulsimet radiale janë të lidhura me lëkundjet e Cefeidëve. Ato shkaktohen nga valët që zbresin vertikalisht poshtë, kalojnë nëpër qendrën e Diellit, arrijnë në anën tjetër, reflektohen prej tij, kalojnë përsëri nëpër qendër etj. Megjithatë, hollësia është se Cefeidët (dhe madje jo të gjithë) lëkunden në të ashtuquajturën mënyrë themelore, domethënë fryhen dhe tkurren si një e tërë, dhe yjet "të qetë" si Dielli me të njëjtat pulsime ndahen. përgjatë rrezes në shumë shtresa, në të cilat kompresimi dhe zgjerimi alternojnë: dridhjet ndodhin në mbiton.

Situata është më e ndërlikuar me pulsimet jo radiale - këtu është tashmë po flasim për për lëvizjen e "njollave" individuale në sipërfaqen e Diellit. Ato shoqërohen me valë që zbritën jo vertikalisht, por në një kënd. Për shkak të faktit se shpejtësia e zërit ndryshon në thellësi, valë të tilla, pasi kanë arritur një thellësi të caktuar, kthehen dhe kthehen në sipërfaqen e yllit jo shumë larg nga pika e fillimit. Aty vala reflektohet sërish dhe përshkruan një hark tjetër brenda Diellit. Sa më shumë që vala fillestare të devijojë nga vertikalja, aq më e vogël është thellësia e zhytjes së saj, aq më shpesh kthehet në sipërfaqe dhe aq më të vogla janë "grumbullimet" që shkakton në sipërfaqen e Diellit.

Duke monitoruar vazhdimisht këto valëzime, është e mundur të ndërtohet një spektër dridhjesh akustike të Diellit dhe të krahasohet me parashikimet e ndryshme. modele teorike struktura e brendshme e yllit tonë. Për më tepër, mënyrat e cekëta "krehin" shtresat sipërfaqësore dhe lëkundjet radiale dhe afër radiale mbartin informacion jo vetëm për kushtet në bërthamën e Diellit, por edhe për ngjarjet në sipërfaqen e tij. anën e kundërt. Falë kësaj, është e mundur të zbulohen rajonet aktive përpara se të dalin nga skaji i gjymtyrës diellore, si dhe të monitorohen ato pasi të jenë jashtë syve.

Anatomia e një vorbulle diellore

Gjatë 30 viteve të fundit, helioseizmologët kanë qenë në gjendje të marrin informacion të detajuar në lidhje me shpërndarjen e densitetit, temperaturës dhe përmbajtjes së heliumit në brendësi diellore. Përmbajtja e heliumit karakterizon shkallën e përpunimit të karburantit të hidrogjenit nga dielli reaktor termonuklear. Nga ai mund të vlerësojmë se mosha e yllit tonë është 4.65 miliardë vjet. Kjo është në përputhje të shkëlqyeshme me të dhënat për moshën e Tokës, të cilat janë marrë me një metodë krejtësisht të pavarur - nga kalbja elementet radioaktive. Një nga rezultatet e para të vëzhgimeve teleskopike të bëra në shekullin e 17-të ishte përcaktimi i shpejtësisë së rrotullimit të Diellit nga lëvizja e njollave në sipërfaqen e tij. Rajonet ekuatoriale bëjnë një revolucion në 25 ditë. Me rritjen e gjerësisë gjeografike, periudha rritet, duke arritur në 38 ditë në pole. Por përpara ardhjes së helioseizmologjisë, mund të merret me mend vetëm se si Dielli rrotullohet brenda. Tani gjithçka është bërë e qartë: lëvizja e materies në brendësi diellore mbart (shtrembëron) valët akustike që kalojnë nëpër të, dhe në mënyra të ndryshme në distanca të ndryshme nga qendra. Dhe në pamjen e përgjithshme të lëkundjeve në sipërfaqen e Diellit, shfaqen frekuenca shtesë, me të cilat përcaktohet shpejtësia e rrotullimit në thellësinë ku depërton mënyra përkatëse.

Për shembull, doli që lënda rrotullohet më shpejt në një thellësi prej disa dhjetëra mijëra kilometrash nën ekuator. Në zonën konvektive të Diellit, ku energjia bartet lart për shkak të përzierjes së gazit, rrotullimi është karakter kompleks: me thellësi, shpejtësia këndore zvogëlohet në ekuator dhe rritet pranë poleve. Bërthama e Diellit rrotullohet si të ngurta, domethënë, në të shpejtësia këndore nuk varet më nga distanca në qendër. Dhe në një distancë prej 500 mijë kilometrash nga qendra ekziston një shtresë e ngushtë - tachocline, e cila vepron si një lubrifikant midis bërthamës dhe kufirit të poshtëm. zonë konvektive. Supozohet se është përgjegjës për aktivitetin magnetik të Diellit.

Nuk ka asgjë për të thënë në të vërtetë për rrotullimin e materies në qendër të Diellit, brenda një rrezeje prej më pak se 200 mijë kilometra. Modelet akustike mund të tregojnë pak këtu, dhe për këtë arsye shpresa të mëdha i janë caktuar një lloj tjetër lëkundjeje - të ashtuquajturat mënyra gravitacionale. Ata kanë një rol forca lëvizëse Nuk është presioni ai që luan një rol, si në mënyrat akustike, por ngritja dhe rënia e materies në fushën gravitacionale të bërthamës së yllit. Ndryshe nga mënyrat akustike, të cilat janë të përqendruara kryesisht pranë sipërfaqes, mënyrat gravitacionale "luajnë" në qendër. Është në to që sekretet e bërthamës diellore janë të koduara. Fatkeqësisht, ndërsa i afrohen sipërfaqes, ato shpejt zbehen. Sot ekziston vetëm një vëzhgim në të cilin ato duket se janë regjistruar dhe prej tij rezulton se bërthama e brendshme Dielli rrotullohet pothuajse pesë herë më shpejt se bërthama e jashtme. Por këto rezultate kanë ende nevojë për verifikim të mëtejshëm.

Falë ekzoplaneteve

Dielli, me gjithë rëndësinë e tij për ne, është vetëm një yll, një pikë në grafik. Kjo nuk mjafton qartë për një provë të përgjithshme të teorisë së evolucionit yjor. Megjithatë, studimi i lëkundjeve të yjeve të tjerë është shumë detyrë e vështirë. Në Diell, amplituda maksimale e luhatjeve të shpejtësisë në një mënyrë është 15-20 cm/s. Aktualisht është e mundur të maten zhvendosje të tilla të vogla të linjës vetëm në spektrat e yjeve të afërt (dhe për rrjedhojë të ndritshëm), dhe madje edhe atëherë duke përdorur spektrografët më të mirë. Sidoqoftë, ndonjëherë mund të bëni pa spektra. Pulsimet e yllit shoqërohen jo vetëm nga "vallëzimi" i linjave spektrale, por edhe nga ndryshime të lehta në shkëlqim. Roli mbizotërues në asteroseizmologji luhet nga frekuencat e pulsimit, dhe ndonjëherë nuk është aq e rëndësishme nga cili parametër i veçantë i vëzhguar i yllit ato përcaktohen. Prandaj, në vend të spektroskopisë intensive të punës, në disa raste është e mundur të kryhet fotometri më ekonomike, domethënë, në vend të matjes së linjave individuale në spektër, mund të monitorohet vetëm shkëlqimi i përgjithshëm i yllit. Vërtetë, kjo nuk është një detyrë e lehtë, pasi luhatjet e shkëlqimit janë shumë të vogla - 0.1% ose më pak, që do të thotë se nevojiten detektorë shumë të ndjeshëm rrezatimi.

Për fat të mirë, pajisje të tilla të ndjeshme në kohët e fundit po bëhet gjithnjë e më shumë - ato kërkohen për kërkimin me zhvillim të shpejtë të planetëve të vendosur jashtë sistemi diellor(ato zbulohen gjithashtu nga luhatje të vogla në vijat spektrale dhe shkëlqimin e yjeve). Dhe megjithëse instrumente të tillë si spektrografët HARPS (Observatori Jugor Evropian, Kili) dhe HIRES (Observatori Keck, Ishujt Havai, SHBA) ose teleskopët fotometrik hapësinor COROT dhe Kepler u sollën famë "publike" ekzoplaneteve të zbuluara me ndihmën e tyre, për specialistët kontributi. e këtyre instrumenteve për kërkimin asteroseizmik është jo më pak, dhe ndoshta më e rëndësishme. Pra, nuk është rastësi që pulsimet lloji diellor pranë një ylli tjetër (nëngjiganti Eta Boötes) u regjistruan për herë të parë në mënyrë të besueshme në 1995 - pothuajse njëkohësisht me zbulimin e ekzoplanetit të parë. Sot, pulsime të ngjashme janë regjistruar tashmë në dy duzina yje. Vëzhgimet asteroseizmike janë veçanërisht të rëndësishme për studimin e konvekcionit në yje. Ka boshllëqe në teorinë e këtij procesi, dhe në modelet kompjuterike të yjeve ai duhet të lëshohet, si të thuash, "me dorë", duke vendosur artificialisht parametrat e konvekcionit. Kjo, natyrisht, nuk është mënyra më e mirë për të marrë parasysh veprimin e mekanizmit që "kontrollon" fushën magnetike të yjeve të ngjashëm me Diellin, dhe në fazat e mëvonshme të evolucionit ndryshon plotësisht fizikun dhe struktura kimike. Asteroseizmologjia tashmë ka bërë të mundur përcaktimin e përafërt të natyrës së konvekcionit për një lloj gjiganti blu, i cili është 10 herë më masiv dhe mijëra herë. më e ndritshme se dielli. Baza fizike Ngacmimi i lëkundjeve në këto yje nuk është diellor, por afërsisht i njëjtë si te Cefeidët. Për këta yje, ishte gjithashtu e mundur të përcaktohej varësia e shpejtësisë së rrotullimit nga rrezja. Ashtu si Dielli, bërthama e tyre rrotullohet disa herë më shpejt se shtresat që ndodhen më afër sipërfaqes.

Për yjet e zakonshëm të ngjashëm me diellin, duke përdorur asteroseizmologjinë deri më tani është e mundur të maten vetëm parametrat bazë - masa, rrezja, mosha. Por në realitet, kjo është shumë, sepse ne po flasim për karakteristika të vetme, domethënë jo të përfshira sisteme të dyfishta yje nga të cilët më parë ishte e pamundur të merreshin "matjet" me asnjë mjet.

Vëzhgimet astrosizmike nuk kufizohen vetëm në yje të ngjashëm me diellin. Studimet e pulsimeve në bërthamat e mëparshme yjore - yjet qendrore të mjegullnajave planetare dhe xhuxhëve të bardhë - premtojnë të jenë shumë interesante. Në këto objekte, nëntoka mund të jetë jo vetëm e fortë, por edhe e barabartë gjendje kristalore. Dhe këtu asteroseizmologjia hap mundësi për të testuar jo vetëm teorinë e evolucionit yjor, por edhe degë më të përgjithshme të fizikës që përshkruajnë vetitë e materies në gjendje ekstreme.

Rasti i elementeve të munguar

Për sot shumica vëzhgimet e lëkundjeve yjore janë në përputhje të mirë me teorinë e strukturës dhe evolucionit të yjeve. Por kjo, natyrisht, nuk do të thotë se surprizat nuk na presin në të ardhmen. Një shembull është vëzhgimi i Procyon, alfa e Canis Minor. Ky yll, një nga më të ndriturit në qiellin e tokës, u bë në vitin 1991 i pari që shfaqi shenja të pulsimeve të tipit diellor (edhe pse jo vetë pulsimet). Gjatë 10 viteve të ardhshme, Procyon u vëzhgua disa herë, pulsimet e tij fillimisht u konfirmuan thjesht, dhe më pas u studiuan në detaje. Në vitin 2003, ai u bë ylli i parë në listën e objektivave për teleskopin asteroseizmologjik hapësinor MOST. Vëzhguesit monitoruan Procyon vazhdimisht për një muaj ... dhe nuk gjetën pulsime. Vetëm pas organizimit të një fushate vëzhgimi shtesë me pjesëmarrjen e shumë teleskopëve tokësorë, më në fund u vërtetua se Procyon me të vërtetë pulson, por për disa arsye lëkundjet në të shuhen shumë më shpejt sesa në Diell. Si rezultat, spektri i tyre bëhet më kompleks dhe kërkon shumë më tepër përpjekje për t'u vëzhguar.

Ekziston një re tjetër e errët në horizontin e pastër dhe të qartë të helioseizmologjisë. Spektrat me cilësi të lartë të Diellit të marra disa vite më parë duket se tregojnë se Dielli ka elementë shumë më pak të rëndë sesa mendohet zakonisht. Nëse deri në vitin 2005 besohej se masa totale e karbonit, azotit, oksigjenit, neonit dhe elementëve të tjerë më të rëndë ishte afërsisht 2.7% e masës së hidrogjenit, tani ky vlerësim është reduktuar në 1.6%. Do të duket, çfarë ndryshimi ka sa nga këto papastërti janë atje: një për qind e gjysmë apo tre? Sidoqoftë, në modelet e Diellit me një përbërje kimike "të re", kufiri i poshtëm i zonës konvektive rritet nga 500 mijë kilometra nga qendra e yllit në 510 mijë. Diferenca është rreth 1.5% e rrezes diellore, por çon në një mospërputhje të plotë me të dhënat helioseizmike. Nga viti 2005 e deri më sot, janë bërë përpjekje për të harmonizuar helioseizmologjinë me spektroskopinë, por ende nuk kanë sjellë ndonjë rezultat. Sidoqoftë, vetë madhësia e kësaj mospërputhjeje jep një ide për nivelin e saktësisë në të cilën po zhvillohet aktualisht studimi i strukturës së Diellit.

Pavarësisht këtyre problemeve, dhe në një farë mënyre për shkak të tyre, asteroseizmologjia tani është në rritje. Pothuajse asnjë konferencë e madhe astronomike nuk është e plotë pa një seksion asteroseizmologjik. Asteroseizmologët kanë revistën e tyre shkencore (Communications in Asteroseismology), të tyren teleskopët hapësinorë, rrjetet e tyre të vëzhgimit të bazuara në tokë. Në asteroseizmologji, natyra me të vërtetë globale bëhet veçanërisht e qartë. astronomi moderne. Për të përcaktuar me besueshmëri frekuencat e lëkundjeve yjore, kërkohen shumë orë dhe madje edhe shumë ditë seanca vëzhgimi, gjë që është e pamundur pa përdorimin e koordinuar të teleskopëve të shpërndarë në të gjithë vendin. drejt globit. Tani vëzhgime të tilla kryhen me ndihmën e konsorciumit Whole Earth Telescope, i cili kombinon teleskopët " përdorim publik» dy duzina observatorë. Në Rusi, teleskopët nga observatori në majën Terskol (Kaukaz) marrin pjesë në punën e tij. Gjatë një fushate të planifikuar me kujdes, vëzhgimet e të njëjtit objekt bëhen sa herë që është e mundur, të cilat më pas "qepen" në një seri vëzhgimi. Planet janë në punë për një rrjet të dedikuar teleskopësh SONG, i cili do të përbëhet nga tetë instrumente, katër në secilën hemisferë. Një rrjet i ngjashëm për vëzhgimin e Diellit (GONG) tashmë është krijuar dhe është duke punuar në mënyrë aktive.

Antarktida është jashtëzakonisht premtuese sepse ka kushtet më të mira në Tokë për vëzhgime afatgjata astronomike. Jo vetëm asteroseizmologët, por edhe përfaqësues të degëve të tjera të astronomisë e kanë vënë syrin prej kohësh. Në Evropë, ekziston një projekt për instalimin e një asteroseizmografi 40 centimetrash SIAMOIS në stacionin francezo-italian Concordia.

Pra, perspektivat për helio- dhe asteroseizmologji janë më të ndritshmet. E para është frymëzuar nga nevojat praktike që lidhen me interesin për natyrën e aktivitetit diellor, e dyta nga dëshira për të përmbushur ëndrrën e një prej themeluesve të teorisë së evolucionit yjor, Arthur Eddington, dhe në fund të kuptojë "një gjë kaq të thjeshtë si një yll.”

Granulimi në Diell. Pikat e ndritshme janë rrjedha gazi në rritje në fotosferën diellore, "boshllëqet" e errëta midis tyre janë ato në zbritje. Foto: DDBJORN ENGVOLD ET. AL., AKADEMIA MBRETËRORE E SHKENCAVE SUEDEZE

Astrofizika ka bërë hapa mbresëlënës në shpjegimin e jetës dhe vdekjes së yjeve. Megjithatë, testimi dhe përsosja e teorisë së evolucionit yjor vazhdon. Drejtimi shkencor më premtues në këtë fushë është asteroseizmologjia.

Ajo studion strukturën e brendshme të yjeve nga dridhja e gazit në sipërfaqen e këtyre topave gjigantë të plazmës, ndonjëherë mjaft të forta, por më shpesh delikate.

E gjithë kjo vetëm sa rriti dëshirën e astronomëve për të depërtuar në sekretet e brendësisë së yjeve. Për më tepër, përveç reaksioneve termonukleare, aty ndodhin procese të tjera interesante, për shembull, rrotullimi dhe përzierja konvektive e masave të mëdha të materies. Këto lëvizje të thella janë të lidhura ngushtë me gjenerimin e fushës magnetike, e cila në Diell shërben si burimi kryesor i aktivitetit sipërfaqësor: ndezjet, spikatjet, nxjerrjet koronale, të cilat ndikojnë drejtpërdrejt në interesat tona tokësore. Por si mund të depërtojë brenda një topi të nxehtë plazme dhe të zbulojë se çfarë po ndodh, edhe nëse jo në thellësi, por të paktën në një thellësi relativisht të vogël?

Cefeidët që marrin frymë

Në pamje të parë, kjo detyrë duket e pazgjidhshme. Ndërkohë, shkencëtarët kanë më shumë se një shekull që përdorin metodën e studimit të nëntokës së paarritshme. Vërtetë, këta shkencëtarë nuk janë astronomë, por gjeologë. Ata vëzhgojnë valë sizmike - dridhje që përhapen në trupin e planetit tonë pas goditjeve natyrore ose artificiale. Shpejtësia e valëve varet nga parametrat e mediumit. Duke i vëzhguar në mënyrë sistematike, është e mundur të ndërtohet një hartë e shpërndarjes së shkëmbinjve të ndryshëm në brendësi të tokës, të cilët, pavarësisht afërsisë së tyre relative, janë po aq të paarritshëm për studime të drejtpërdrejta sa pjesa e brendshme e Diellit. Por meqenëse Toka e ngurtë po lëviz fjalë për fjalë nën këmbët tona, a mund të ndodhë diçka e ngjashme me topat e plazmës - yjet?

Në 1894, astronomi rus Aristarkh Belopolsky studioi yllin e famshëm Delta Cepheus, i njëjti pas të cilit quhet një klasë e tërë e yjeve të ndryshueshëm - Cepheids. Doli se në mënyrë sinkrone me ndryshimet në shkëlqim, pozicioni i linjave në spektrin e yllit gjithashtu ndryshon. Kjo zhvendosje mund të shpjegohet natyrshëm me efektin Doppler: kur një burim rrezatimi na afrohet, linjat në spektrin e tij "lëvizin" në anën blu dhe kur ai largohet, në anën e kuqe. Belopolsky sugjeroi që Cefeidët janë yje të dyfishtë, në të cilët ndryshueshmëria e shkëlqimit shoqërohet me eklipse të ndërsjella periodike, dhe ndryshueshmëria e shpejtësisë përgjatë vijës së shikimit shoqërohet me lëvizjen orbitale të yjeve të çiftit. Sidoqoftë, fizikani Nikolai Umov, i cili ishte kundërshtari i Belopolsky në mbrojtjen e disertacionit të tij, më pas shprehu idenë se në fakt nuk lëviz i gjithë ylli, por vetëm shtresat e tij të jashtme.

Supozimi i Umov u konfirmua shkëlqyeshëm falë hulumtimit të astrofizikanit anglez Arthur Eddington, dhe në vitin 1958, fizikani sovjetik Sergei Zhevakin ndërtoi një teori të pulsimit të Cepheid. Ata me të vërtetë "marrin frymë": zgjerohen dhe tkurren me shpejtësi që arrijnë dhjetëra kilometra në sekondë. Pra, delta e Cepheus mund të konsiderohet objekti i parë i studiuar nga asteroseizmologjia. E para, por jo më interesante. Fakti është se pulsimet e tipit Cepheid mbulojnë vetëm një pjesë të vogël të masës së yllit dhe nuk janë të përshtatshme për studimin e tij të detajuar. Dhe ato lindin vetëm në yje me parametra të përshtatshëm (temperatura, dendësia, përbërja kimike), në të cilat zhvillohen vetëlëkundje të qëndrueshme nga çdo shqetësim i rastësishëm. Por çfarë do të çojë i njëjti shqetësim i rastësishëm në një yll me parametra "të papërshtatshëm", të paaftë për pulsime të tipit Cefeid?

Modalitetet e valëzimit diellor

Astronomi kanadez John Plaskett tërhoqi vëmendjen për disa dridhje të linjave spektrale të Diellit në vitin 1913. Sidoqoftë, historia e vërtetë e studimeve sizmike të dritës së ditës filloi në vitin 1962, kur doli se linjat jo vetëm dridhen, por përjetojnë lëkundje me një periudhë prej rreth pesë minutash dhe një amplitudë që korrespondon me një përhapje shpejtësie prej disa qindra metrash për. e dyta. Kjo do të thotë, valët dhjetëra kilometra të larta ecin vazhdimisht nëpër sipërfaqen e Diellit. Për disa kohë atyre nuk iu kushtua shumë rëndësi, duke i konsideruar si një fenomen lokal që shoqëron daljen e rrjedhave konvektive në sipërfaqe. Por nga fillimi i viteve 1970, ishin shfaqur modele të detajuara të strukturës së brendshme të Diellit, falë të cilave ishte e mundur të shihej (ose të dëgjohej?) jehona e dridhjeve globale të materies diellore në këto vibrime. Më saktësisht, lëkundjet pesëminutëshe rezultuan të ishin rezultat i shtimit të valëve individuale, ose mënyrave vibruese, numri i përgjithshëm i të cilave në spektrin e pulsimeve diellore është rreth 10 milionë. Këto janë dridhje akustike, domethënë valë të zakonshme zanore, të cilat janë ngjeshje të mjedisit të gazit. Amplituda e mënyrave individuale është jashtëzakonisht e vogël, por kur bashkohen, ato mund të përforcojnë ndjeshëm njëra-tjetrën.

Situata është më e ndërlikuar me pulsimet jo radiale - këtu po flasim për lëvizjen e "njollave" individuale në sipërfaqen e Diellit. Ato shoqërohen me valë që zbritën jo vertikalisht, por në një kënd. Për shkak të faktit se shpejtësia e zërit ndryshon në thellësi, valë të tilla, pasi kanë arritur një thellësi të caktuar, kthehen dhe kthehen në sipërfaqen e yllit jo shumë larg nga pika e fillimit. Aty vala reflektohet sërish dhe përshkruan një hark tjetër brenda Diellit. Sa më shumë që vala fillestare të devijojë nga vertikalja, aq më e vogël është thellësia e zhytjes së saj, aq më shpesh kthehet në sipërfaqe dhe aq më të vogla janë "grumbullimet" që shkakton në sipërfaqen e Diellit.

Duke monitoruar vazhdimisht këto valëzime, është e mundur të ndërtohet një spektër dridhjesh akustike të Diellit dhe të krahasohet me parashikimet e modeleve të ndryshme teorike të strukturës së brendshme të yllit tonë. Për më tepër, mënyrat e cekëta "krehin" shtresat sipërfaqësore dhe lëkundjet radiale dhe afër radiale mbartin informacion jo vetëm për kushtet në bërthamën e Diellit, por edhe për ngjarjet në anën e kundërt të tij. Falë kësaj, është e mundur të zbulohen rajonet aktive përpara se të dalin nga skaji i gjymtyrës diellore, si dhe të monitorohen ato pasi të jenë jashtë syve.

Anatomia e një vorbulle diellore

Gjatë 30 viteve të fundit, helioseizmologët kanë qenë në gjendje të marrin informacion të detajuar në lidhje me shpërndarjen e densitetit, temperaturës dhe përmbajtjes së heliumit në brendësi diellore. Përmbajtja e heliumit karakterizon shkallën e përpunimit të karburantit të hidrogjenit nga një reaktor i shkrirjes diellore. Nga ai mund të vlerësojmë se mosha e yllit tonë është 4.65 miliardë vjet. Kjo është në përputhje të shkëlqyer me të dhënat për moshën e Tokës, të cilat janë marrë me një metodë krejtësisht të pavarur - nga kalbja e elementeve radioaktive. Një nga rezultatet e para të vëzhgimeve teleskopike të bëra në shekullin e 17-të ishte përcaktimi i shpejtësisë së rrotullimit të Diellit nga lëvizja e njollave në sipërfaqen e tij. Rajonet ekuatoriale bëjnë një revolucion në 25 ditë. Me rritjen e gjerësisë gjeografike, periudha rritet, duke arritur në 38 ditë në pole. Por para ardhjes së helioseizmologjisë, mund të merret me mend vetëm se si Dielli rrotullohet brenda. Tani gjithçka është bërë e qartë: lëvizja e materies në brendësi diellore mbart (shtrembëron) valët akustike që kalojnë nëpër të, dhe në mënyra të ndryshme në distanca të ndryshme nga qendra. Dhe në pamjen e përgjithshme të lëkundjeve në sipërfaqen e Diellit, shfaqen frekuenca shtesë, me të cilat përcaktohet shpejtësia e rrotullimit në thellësinë ku depërton mënyra përkatëse.

Për shembull, doli që lënda rrotullohet më shpejt në një thellësi prej disa dhjetëra mijëra kilometrash nën ekuator. Në zonën konvektive të Diellit, ku energjia bartet lart për shkak të përzierjes së gazit, rrotullimi është kompleks: me thellësi, shpejtësia këndore në ekuator zvogëlohet dhe afër poleve rritet. Bërthama e Diellit rrotullohet si një trup i ngurtë, domethënë, shpejtësia këndore e tij nuk varet më nga distanca në qendër. Dhe në një distancë prej 500 mijë kilometrash nga qendra ekziston një shtresë e ngushtë - tachocline, e cila vepron si një lubrifikant midis bërthamës dhe kufirit të poshtëm të zonës konvektive. Supozohet se është përgjegjës për aktivitetin magnetik të Diellit.

Nuk ka asgjë për të thënë në të vërtetë për rrotullimin e materies në qendër të Diellit, brenda një rrezeje prej më pak se 200 mijë kilometra. Mënyrat akustike mund të tregojnë pak këtu, dhe për këtë arsye shpresa të mëdha vendosen në një lloj tjetër lëkundjeje - të ashtuquajturat mënyra gravitacionale. Në to, roli i forcës lëvizëse nuk luhet nga presioni, si në mënyrat akustike, por nga ngritja dhe rënia e materies në fushën gravitacionale të bërthamës së yllit. Ndryshe nga mënyrat akustike, të cilat janë të përqendruara kryesisht pranë sipërfaqes, mënyrat gravitacionale "luajnë" në qendër. Është në to që sekretet e bërthamës diellore janë të koduara. Fatkeqësisht, ndërsa i afrohen sipërfaqes, ato shpejt zhduken. Deri më sot, ekziston vetëm një vëzhgim në të cilin ato duket se janë regjistruar, dhe prej tij rezulton se bërthama e brendshme e Diellit rrotullohet pothuajse pesë herë më shpejt se bërthama e jashtme. Por këto rezultate kanë ende nevojë për verifikim të mëtejshëm.

Falë ekzoplaneteve

Dielli, me gjithë rëndësinë e tij për ne, është vetëm një yll, një pikë në grafik. Kjo nuk mjafton qartë për një provë të përgjithshme të teorisë së evolucionit yjor. Megjithatë, studimi i lëkundjeve të yjeve të tjerë është një detyrë shumë e vështirë. Në Diell, amplituda maksimale e luhatjeve të shpejtësisë në një mënyrë është 15-20 cm/s. Aktualisht është e mundur të maten zhvendosje të tilla të vogla të linjës vetëm në spektrat e yjeve të afërt (dhe për rrjedhojë të ndritshëm), dhe madje edhe atëherë duke përdorur spektrografët më të mirë. Sidoqoftë, ndonjëherë mund të bëni pa spektra. Pulsimet e yllit shoqërohen jo vetëm nga "vallëzimi" i linjave spektrale, por edhe nga ndryshime të lehta në shkëlqim. Roli mbizotërues në asteroseizmologji luhet nga frekuencat e pulsimit, dhe ndonjëherë nuk është aq e rëndësishme nga cili parametër i veçantë i vëzhguar i yllit ato përcaktohen. Prandaj, në vend të spektroskopisë intensive të punës, në disa raste është e mundur të kryhet fotometri më ekonomike, domethënë, në vend të matjes së linjave individuale në spektër, mund të monitorohet vetëm shkëlqimi i përgjithshëm i yllit. Vërtetë, kjo nuk është një detyrë e lehtë, pasi luhatjet e shkëlqimit janë shumë të vogla - 0.1% ose më pak, që do të thotë se nevojiten detektorë shumë të ndjeshëm rrezatimi.

Për fat të mirë, instrumente të tilla të ndjeshme kohët e fundit janë bërë gjithnjë e më të shumta - ato kërkohen për studimet me zhvillim të shpejtë të planetëve të vendosur jashtë sistemit diellor (ato zbulohen gjithashtu nga luhatjet e vogla në linjat spektrale dhe shkëlqimin e yjeve). Dhe megjithëse instrumente të tillë si spektrografët HARPS (Observatori Jugor Evropian, Kili) dhe HIRES (Observatori Keck, Ishujt Havai, SHBA) ose teleskopët fotometrik hapësinor COROT dhe Kepler u sollën famë "publike" ekzoplaneteve të zbuluara me ndihmën e tyre, për specialistët kontributi. e këtyre instrumenteve për kërkimin asteroseizmik është jo më pak, dhe ndoshta më e rëndësishme. Pra, nuk është rastësi që pulsimet e tipit diellor në një yll tjetër (nëngjiganti i këtij Boötes) u regjistruan për herë të parë në mënyrë të besueshme në 1995 - pothuajse njëkohësisht me zbulimin e ekzoplanetit të parë. Sot, pulsime të ngjashme janë regjistruar tashmë në dy duzina yje. Vëzhgimet asteroseizmike janë veçanërisht të rëndësishme për studimin e konvekcionit në yje. Ka boshllëqe në teorinë e këtij procesi, dhe në modelet kompjuterike të yjeve ai duhet të lëshohet, si të thuash, "me dorë", duke vendosur artificialisht parametrat e konvekcionit. Kjo, natyrisht, nuk është mënyra më e mirë për të llogaritur mekanizmin që "kontrollon" fushën magnetike të yjeve të ngjashëm me Diellin, dhe në fazat e mëvonshme të evolucionit ndryshon plotësisht strukturën e tyre fizike dhe kimike. Asteroseizmologjia tashmë ka bërë të mundur përcaktimin e përafërt të natyrës së konvekcionit për një lloj gjiganti blu, i cili është 10 herë më masiv dhe mijëra herë më i ndritshëm se Dielli. Baza fizike për ngacmimin e lëkundjeve në këto yje nuk është diellore, por afërsisht e njëjtë si te Cefeidët. Për këta yje, ishte gjithashtu e mundur të përcaktohej varësia e shpejtësisë së rrotullimit nga rrezja. Ashtu si Dielli, bërthama e tyre rrotullohet disa herë më shpejt se shtresat që ndodhen më afër sipërfaqes.

Për yjet e zakonshëm të ngjashëm me diellin, duke përdorur asteroseizmologjinë deri më tani është e mundur të maten vetëm parametrat bazë - masa, rrezja, mosha. Por në realitet, kjo është shumë, sepse po flasim për karakteristikat e yjeve të vetëm, domethënë të pa përfshirë në sisteme të dyfishta, nga të cilat më parë ishte e pamundur të merreshin "matjet" me asnjë mjet.

Vëzhgimet astrosizmike nuk kufizohen vetëm në yje të ngjashëm me diellin. Studimet e pulsimeve në bërthamat e mëparshme yjore - yjet qendrore të mjegullnajave planetare dhe xhuxhëve të bardhë - premtojnë të jenë shumë interesante. Në këto objekte, nëntoka mund të jetë jo vetëm në gjendje të ngurtë, por edhe në gjendje kristalore. Dhe këtu asteroseizmologjia hap mundësi për të testuar jo vetëm teorinë e evolucionit yjor, por edhe degë më të përgjithshme të fizikës që përshkruajnë vetitë e materies në gjendje ekstreme.

Rasti i elementeve të munguar

Sot, shumica e vëzhgimeve të lëkundjeve yjore janë në përputhje të mirë me teorinë e strukturës dhe evolucionit të yjeve. Por kjo, natyrisht, nuk do të thotë se surprizat nuk na presin në të ardhmen. Një shembull është vëzhgimi i Procyon, alfa e Canis Minor. Ky yll, një nga më të ndriturit në qiellin e tokës, u bë në vitin 1991 i pari që shfaqi shenja të pulsimeve të tipit diellor (edhe pse jo vetë pulsimet). Gjatë 10 viteve të ardhshme, Procyon u vëzhgua disa herë, pulsimet e tij fillimisht u konfirmuan thjesht, dhe më pas u studiuan në detaje. Në vitin 2003, ai u bë ylli i parë në listën e objektivave për teleskopin asteroseizmologjik hapësinor MOST. Vëzhguesit monitoruan Procyon vazhdimisht për një muaj ... dhe nuk gjetën pulsime. Vetëm pas organizimit të një fushate vëzhgimi shtesë me pjesëmarrjen e shumë teleskopëve tokësorë, më në fund u vërtetua se Procyon me të vërtetë pulson, por për disa arsye lëkundjet në të shuhen shumë më shpejt sesa në Diell. Si rezultat, spektri i tyre bëhet më kompleks dhe kërkon shumë më tepër përpjekje për t'u vëzhguar.

Pavarësisht këtyre problemeve, dhe në një farë mënyre për shkak të tyre, asteroseizmologjia tani është në rritje. Pothuajse asnjë konferencë e madhe astronomike nuk është e plotë pa një seksion asteroseizmologjik. Asteroseizmologët kanë revistën e tyre shkencore (Communications in Asteroseismology), teleskopët e tyre hapësinorë dhe rrjetet e tyre të vëzhgimit me bazë tokësore. Në asteroseizmologji, natyra me të vërtetë globale e astronomisë moderne bëhet veçanërisht e qartë. Për të përcaktuar me besueshmëri frekuencat e lëkundjeve yjore, kërkohen shumë orë dhe madje shumë ditë seanca vëzhgimi, gjë që është e pamundur pa përdorimin e koordinuar të teleskopëve të shpërndarë në të gjithë globin. Tani vëzhgime të tilla kryhen me ndihmën e konsorciumit Whole Earth Telescope, i cili bashkon teleskopë "publik" nga dy duzina observatorë. Në Rusi, teleskopët nga observatori në majën Terskol (Kaukaz) marrin pjesë në punën e tij. Gjatë një fushate të planifikuar me kujdes, vëzhgimet e të njëjtit objekt bëhen sa herë që është e mundur, të cilat më pas "qepen" në një seri vëzhgimi. Planet janë në punë për një rrjet të dedikuar teleskopësh SONG, i cili do të përbëhet nga tetë instrumente, katër në secilën hemisferë. Një rrjet i ngjashëm për vëzhgimin e Diellit (GONG) tashmë është krijuar dhe është duke punuar në mënyrë aktive.