Hangi teleskop güneş çekirdeğine baktı? Yıldız Sarsıntısı

Gökbilimciler ilk kez patlayan bir yıldızın kalbine bakabildiler. son dakikalar onun varlığı. Bu, sert X-ışını uzay teleskobu NuSTAR tarafından yapıldı. 1671'de yıldız patladığında Dünya'dan görülebilen süpernova kalıntısı Cassiopeia A'daki radyoaktif titanyumun fotoğraflarını çekmeyi başardı.

Benzer çalışma- patlayan yıldızlardan veya süpernovalardan ve merkezdeki devasa kara delik de dahil olmak üzere kara deliklerden kaynaklanan sert X-ışını emisyonlarını ölçmek için Haziran 2012'de başlatılan NuSTAR misyonunun temeli Samanyolu.

Bu hafta NuSTAR ekibinden bilim insanları Nature dergisinde bir makale yayınladılar. Makale, bilim adamlarının 1671'de patlayan bir yıldızın çekirdeğinden fırlatılan ilk titanyum haritasını oluşturabildiklerini söylüyor. Bu patlama, Cassiopeia A olarak bilinen bir süpernova kalıntısını üretti.

Bu nesne çeşitli teleskoplardan alınan görüntülerde birden fazla kez yakalandı, ancak yalnızca bu görüntüde kozmik parçaların çevredeki gaz ve tozla nasıl çarpıştığı ve onları nasıl ısıttığı görülebiliyor. NuSTAR sayesinde, patlayan bir yıldızın doğrudan merkezinde oluşan maddenin sert X-ışını emisyonunun haritasını çıkarmak ilk kez mümkün oldu: radyoaktif izotop Bir yıldızın çekirdeğinde çöktüğünde oluşan titanyum-44 nötron yıldızı veya bir kara deliğin içine. Süpernova çekirdeğinin çökmesi sonucu açığa çıkan enerji, yıldızın dış katmanlarını “parçaladı” ve bu patlamanın parçaları hâlâ saniyede 5.000 kilometre hızla uçuyor.

Bilim insanları bu bilginin gökbilimcilerin patlayan yıldızların 3 boyutlu bilgisayar modellerini oluşturmalarına ve süpernovaların bazılarının yaydığı madde jetleri gibi gizemli özelliklerini nihayetinde anlamalarına yardımcı olacağını umuyor. Örneğin, Cassiopeia A'nın Chandra X-ışını teleskobu (Chandra) kullanılarak yapılan önceki gözlemleri, yıldızın yaydığı silikon jetlerini görmeyi mümkün kılmıştı.

Cassiopeia A, Dünya'dan yaklaşık 11.000 ışıkyılı uzaklıkta yer alır ve en çok incelenen süpernova kalıntılarından biridir. Yıldızın patlamasından 343 yıl sonra, patlamanın kalıntıları yaklaşık 10 ışık yılı boyunca etrafa yayıldı.

Daha önceki gözlemlerin bir sonucu olarak ısıtılan şok dalgası Parçalarda demir bulunması nedeniyle bazı bilim adamları, patlamanın her yönde eşit derecede güçlü - simetrik olduğu sonucuna vardılar. Ancak son kanıtlar, demirin kökeninin o kadar belirsiz olduğunu ve dağılımının patlamanın "örüntüsüne" uymayabileceğini gösteriyor.

Yeni harita Kalıntılardaki demirin dağılımıyla örtüşmeyen titanyum-44, başka bir hipotez öne sürmemize olanak tanıyor - içinde Chandra'nın görmediği soğuk demir var. Demir ve titanyum yıldızın içinde aynı yerde oluştuğundan patlamadan kaynaklanan enkazda da benzer şekilde dağılmış olmaları gerekir.

Şu anda NuSTAR, orada olayların nasıl geliştiğini belirlemek amacıyla diğer bazı süpernova kalıntılarından gelen radyoaktif titanyum-44 emisyonunu izlemeye devam ediyor. Bu süpernova kalıntıları, parçaların yapısının görülebileceği kadar Dünya'ya yeterince yakın olmalı, ancak aynı zamanda titanyum gibi radyoaktif elementlerin hala sert X ışınları yayabilmesi için yeterince genç olmalıdır.

>Güneş neden yapılmıştır?

Anlamak güneş neyden yapılmıştır: yıldızın yapısının ve bileşiminin açıklaması, kimyasal elementlerin listesi, katmanların sayısı ve özellikleri fotoğraflarla, diyagram.

Güneş Dünya'dan pürüzsüz görünüyor ateş topu Galileo uzay aracı güneş lekelerini keşfetmeden önce birçok gökbilimci bunun olduğuna inanıyordu. mükemmel şekil kusur yok. Artık bunu biliyoruz Güneş oluşur Dünya gibi her biri kendi işlevini yerine getiren çeşitli katmanlardan oluşur. Güneş'in bu devasa fırın benzeri yapısı, Dünya'daki yaşam için ihtiyaç duyulan tüm enerjinin tedarikçisidir.

Güneş hangi elementlerden oluşur?

Eğer yıldızı parçalara ayırıp onu oluşturan elementleri karşılaştırabilseydiniz, bileşiminin %74 hidrojen ve %24 helyumdan oluştuğunu fark ederdiniz. Ayrıca Güneş'in %1'i oksijenden oluşur ve geri kalan %1'i de bu şekildedir. kimyasal elementler krom, kalsiyum, neon, karbon, magnezyum, kükürt, silikon, nikel, demir gibi periyodik tablolar. Gökbilimciler helyumdan daha ağır bir elementin metal olduğuna inanıyor.

Güneş'in tüm bu unsurları nasıl ortaya çıktı? Sonuç olarak Büyük patlama hidrojen ve helyum ortaya çıktı. Evrenin oluşumunun başlangıcında ilk element olan hidrojen ortaya çıktı. temel parçacıklar. yüzünden yüksek sıcaklık ve Evrendeki basınç koşulları bir yıldızın çekirdeğindeki gibiydi. Daha sonra evren, füzyon reaksiyonunun gerçekleşmesi için gereken yüksek sıcaklığa sahipken, hidrojen helyuma kaynaştı. Evrende bulunan hidrojen ve helyumun mevcut oranları Büyük Patlama'dan sonra gelişmiştir ve değişmemiştir.

Güneş'in geri kalan unsurları diğer yıldızlarda yaratılmıştır. Yıldızların çekirdeklerinde hidrojenin helyuma sentezlenmesi süreci sürekli olarak meydana gelir. Çekirdekteki tüm oksijeni ürettikten sonra daha fazlası için nükleer füzyona geçerler. ağır elementler Lityum, oksijen, helyum gibi. Birçok ağır metaller Güneş'te bulunan yıldızlar, yaşamlarının sonunda diğer yıldızlarda da oluşmuşlardır.

En ağır elementler olan altın ve uranyum, Güneşimizden kat kat büyük yıldızların patlaması sonucu oluşmuştur. Kara delik oluşumunun bir saniyesi içinde elementler çarpıştı yüksek hız ve en ağır elementler oluştu. Patlama, bu elementleri Evren'e dağıtarak yeni yıldızların oluşmasına yardımcı oldu.

Güneşimiz, Büyük Patlama'nın yarattığı elementleri, ölmekte olan yıldızlardan gelen elementleri ve yıldızların yeni patlamalarından kaynaklanan parçacıkları toplamıştır.

Güneş hangi katmanlardan oluşur?

İlk bakışta Güneş, helyum ve hidrojenden oluşan bir toptur, ancak daha derinlemesine incelendiğinde Güneş'in farklı katmanlar. Çekirdeğe doğru hareket ederken sıcaklık ve basınç artar, bunun sonucunda katmanlar oluşur, çünkü farklı koşullar altında hidrojen ve helyum farklı özelliklere sahiptir.

güneş çekirdeği

Hareketimize Güneş'in bileşiminin çekirdeğinden dış katmanına kadar olan katmanlar boyunca başlayalım. İçinde iç katman Güneş çekirdektir, sıcaklık ve basınç çok yüksektir ve bu durum oluşumuna elverişlidir. nükleer füzyon. Güneş, hidrojenden helyum atomları oluşturur, bu reaksiyon sonucunda ışık ve ısıya ulaşan ışık oluşur. Güneş'teki sıcaklığın yaklaşık 13.600.000 Kelvin olduğu ve çekirdeğin yoğunluğunun suyun yoğunluğundan 150 kat daha fazla olduğu genel olarak kabul edilmektedir.

Bilim adamları ve gökbilimciler, Güneş'in çekirdeğinin, güneş yarıçapının uzunluğunun yaklaşık %20'sine ulaştığına inanıyor. Çekirdeğin içinde ise yüksek sıcaklık ve basınç, hidrojen atomlarının protonlara, nötronlara ve elektronlara parçalanmasına neden oluyor. Güneş, serbest yüzer durumlarına rağmen onları helyum atomlarına dönüştürür.

Bu reaksiyona ekzotermik denir. Bu reaksiyon meydana geldiğinde serbest kalır büyük sayıısı 389 x 10 31 J'ye eşittir. saniyede.

Güneşin radyasyon bölgesi

Bu bölge çekirdek sınırından kaynaklanır (güneş yarıçapının %20'si) ve güneş yarıçapının %70'ine kadar bir uzunluğa ulaşır. Bu bölgenin içinde bileşimi oldukça yoğun ve sıcak olan güneş maddesi vardır. termal radyasyonısısını kaybetmeden içinden geçer.

Güneş çekirdeğinin içinde nükleer füzyon reaksiyonu meydana gelir - protonların füzyonunun bir sonucu olarak helyum atomlarının oluşması. Bu reaksiyon büyük miktarda gama radyasyonu üretir. Bu süreçte enerji fotonları yayılır, ardından radyasyon bölgesinde emilir ve çeşitli parçacıklar tarafından tekrar yayılır.

Bir fotonun yörüngesine genellikle "rastgele yürüyüş" adı verilir. Foton, Güneş'in yüzeyine doğru düz bir yol izlemek yerine zikzak şeklinde hareket eder. Sonuç olarak her fotonun Güneş'in radyasyon bölgesini aşması için yaklaşık 200.000 yıla ihtiyacı vardır. Bir parçacıktan diğerine geçerken foton enerji kaybeder. Bu Dünya için iyi bir şey çünkü yalnızca Güneş'ten gelen gama radyasyonunu alabiliyorduk. Uzaya giren bir fotonun Dünya'ya ulaşması 8 dakikaya ihtiyaç duyar.

Çok sayıda yıldızın radyasyon bölgeleri vardır ve boyutları doğrudan yıldızın ölçeğine bağlıdır. Yıldız ne kadar küçük olursa, bölgelerin çoğu da konvektif bölge tarafından kaplanacak olan bölgeler o kadar küçük olacaktır. En küçük yıldızlarda radyasyon bölgeleri bulunmayabilir ve konvektif bölge çekirdeğe kadar olan mesafeye ulaşacaktır. En fazla büyük yıldızlar durum tam tersidir, radyasyon bölgesi yüzeye kadar uzanır.

Konvektif bölge

Konvektif bölge, güneşin iç ısısının sıcak gaz sütunlarından aktığı ışınım bölgesinin dışındadır.

Hemen hemen tüm yıldızların böyle bir bölgesi vardır. Güneşimiz için, Güneş'in yarıçapının %70'inden yüzeye (fotosfer) kadar uzanır. Yıldızın derinliklerinde, çekirdeğin yakınında bulunan gaz ısınır ve bir lambadaki balmumu kabarcıkları gibi yüzeye çıkar. Yıldızın yüzeyine ulaştığında ısı kaybı meydana gelir; soğudukça gaz merkeze doğru çökerek termal enerjiyi geri kazanır. Örnek olarak, bir tencere kaynar suyu ateşe verebilirsiniz.

Güneş'in yüzeyi gevşek toprak gibidir. Bu düzensizlikler, Güneş'in yüzeyine ısı taşıyan sıcak gaz sütunlarıdır. Genişlikleri 1000 km'ye ulaşır ve dağılma süresi 8-20 dakikaya ulaşır.

Gökbilimciler, kırmızı cüceler gibi düşük kütleli yıldızların yalnızca çekirdeğe uzanan bir konvektif bölgeye sahip olduğuna inanıyor. Güneş için söylenemeyecek radyasyon bölgeleri yoktur.

Fotosfer

Güneş'in Dünya'dan görülebilen tek katmanı. Bu katmanın altında Güneş opak hale gelir ve gökbilimciler yıldızımızın içini incelemek için başka yöntemler kullanırlar. Yüzey sıcaklığı 6000 Kelvin'e ulaşır ve Dünya'dan görülebilecek şekilde sarı-beyaz renkte parlar.

Güneş'in atmosferi fotosferin arkasında bulunur. Güneşin görünen kısmı güneş tutulması, isminde .

Diyagramda Güneş'in yapısı

NASA'nın özel olarak geliştirdiği eğitim ihtiyaçları Her katmanın sıcaklığını gösteren, Güneş'in yapısı ve bileşiminin şematik gösterimi:

(Görünür, IR ve UV radyasyonu) – bunlar görünür radyasyon, kızılötesi radyasyon ve ultraviyole radyasyondur. Görünür radyasyon, Güneş'ten geldiğini gördüğümüz ışıktır. Kızılötesi radyasyon hissettiğimiz ısıdır. Ultraviyole radyasyon bize bronzlaşmayı sağlayan radyasyondur. Güneş bu radyasyonları eş zamanlı olarak üretir.
(Fotosfer 6000 K) – Fotosfer üst katman Güneş, yüzeyi. 6000 Kelvin sıcaklık 5700 santigrat dereceye eşittir.
Radyo emisyonları (trans. Radyo emisyonu) - Ek olarak görünür radyasyon Kızılötesi radyasyon ve ultraviyole radyasyon, Güneş, gökbilimcilerin bir radyo teleskopu kullanarak tespit ettiği radyo emisyonlarını gönderir. Güneş lekelerinin sayısına bağlı olarak bu emisyon artıp azalıyor.
Koronal Delik - Bunlar Güneş'te koronanın plazma yoğunluğunun düşük olduğu, dolayısıyla daha karanlık ve daha soğuk olduğu yerlerdir.
2100000 K (2100000 Kelvin) – Güneşin radyasyon bölgesi bu sıcaklığa sahiptir.
Konvektif bölge/Türbülanslı konveksiyon (trans. Konvektif bölge/Türbülanslı konveksiyon) – Bunlar, Güneş üzerinde çekirdeğin termal enerjisinin konveksiyon yoluyla aktarıldığı yerlerdir. Plazma sütunları yüzeye ulaşır, ısılarını bırakır ve yeniden ısınmak için tekrar aşağıya doğru koşar.
Koronal döngüler (trans. Koronal döngüler) - güneş atmosferindeki plazmadan oluşan, birlikte hareket eden döngüler manyetik çizgiler. Yüzeyden onbinlerce kilometre boyunca uzanan dev kemerlere benziyorlar.
Çekirdek (trans. Çekirdek), yüksek sıcaklık ve basınç kullanılarak nükleer füzyonun meydana geldiği güneş kalbidir. Tüm güneş enerjisiçekirdekten gelir.
14.500.000 K (14.500.000 Kelvin başına) – Güneş çekirdeğinin sıcaklığı.
Radyatif Bölge (trans. Radyasyon bölgesi) - Enerjinin radyasyon kullanılarak iletildiği Güneş katmanı. Foton, 200.000'in üzerindeki radyasyon bölgesini aşarak uzaya gider.
Nötrinolar (trans. Nötrinolar), nükleer füzyon reaksiyonunun bir sonucu olarak Güneş'ten yayılan ihmal edilebilecek kadar küçük parçacıklardır. İnsan vücudundan her saniye yüzbinlerce nötrino geçiyor ama bize hiçbir zarar vermiyor, hissetmiyoruz.
Kromosferik Parlama (Kromosferik Parlama olarak tercüme edilir) - Yıldızımızın manyetik alanı bükülebilir ve sonra aniden kırılabilir. çeşitli formlar. Manyetik alanlardaki kırılmalar sonucunda Güneş'in yüzeyinden güçlü X-ışını patlamaları ortaya çıkıyor.
Manyetik Alan Döngüsü - Güneş'in manyetik alanı fotosferin üzerinde bulunur ve sıcak plazma Güneş'in atmosferindeki manyetik çizgiler boyunca hareket ederken görülebilir.
Nokta – Güneş lekesi (trans. Güneş lekeleri) – Bunlar, Güneş yüzeyinde manyetik alanların Güneş yüzeyinden geçtiği ve sıcaklığın daha düşük olduğu, genellikle bir döngü şeklinde yerlerdir.
Enerjik parçacıklar (trans. Enerjik parçacıklar) - Güneş'in yüzeyinden gelirler ve yaratılışla sonuçlanırlar. güneş rüzgarı. İÇİNDE güneş fırtınaları hızları ışık hızına ulaşır.
X ışınları (X ışınları olarak tercüme edilir), güneş patlamaları sırasında oluşan, insan gözüyle görülemeyen ışınlardır.
Parlak noktalar ve kısa ömürlü manyetik bölgeler (trans. Parlak noktalar ve kısa ömürlü manyetik bölgeler) - Sıcaklık farklılıklarından dolayı Güneş'in yüzeyinde parlak ve sönük noktalar oluşur.

Yani tüm geniş akıştan kozmik radyasyon Dünya yüzeyine yalnızca görünür ışınlar ve kısmen radyo dalgaları ulaşır. Ama huzursuz dünyanın atmosferiçok rahatsız edici optik gözlemler: Yıldızlar gökkuşağının tüm renkleriyle parıldayarak parlıyor. Parıldayan yıldızlar Hızla hareket eden hava akışlarında ışınların kırılmasındaki değişiklikten kaynaklanır. farklı sıcaklıklar ve yoğunluk. Üstelik, teleskop ve kullanılan büyütme ne kadar büyük olursa, atmosferik girişimler de görüntü kalitesini o kadar fazla etkiler: gezegen diskleri titrer ve bulanıklaşır, yıldızlar ise kelimenin tam anlamıyla sıçrar...

Nisan 1990'da Amerikalı uzay aracı Alçak Dünya yörüngesine keşif yapıldı Uzay Teleskobu adını almıştır. Hubble'ın. Bu yansıtıcı teleskobun ana aynasının çapı 2,4 m'ye ulaşır.

Uzay Teleskobunun ilk avantajı görüntü kalitesinin artık dünya atmosferinden etkilenmemesidir. Saniye - optik teleskop uzayda, yakındakilerden daha geniş bir radyasyon aralığı mevcuttur ultraviyole ışınları kızılötesine. Ve son olarak neredeyse sayesinde tam yokluk Işığın atmosferin dışına saçılması "Hubble" birkaç büyüklükte kazanç sağlar - 31'inci nesneleri gözlemlemenizi sağlar büyüklük; Bu tür soluk nesnelere henüz yer tabanlı teleskoplar tarafından erişilemiyor.

Uzay Teleskobu'nun ana görevlerinden biri. Hubble'ın görevi en uzak yıldız sistemlerini incelemektir.

Teleskoptan yere iletilen bir görüntü şunu gösteriyor: orta kısım Başak takımyıldızı yönündeki gökada kümesinde yer alan eliptik gökada MS-S 4261. Galaktik çekirdeği çevreleyen, çapı yaklaşık 300 ışıkyılı olan simit biçimli bir oluşumu açıkça göstermektedir. Uzmanlar bu galaksinin merkezinde yaklaşık 10 milyon ağırlığında bir kara deliğin bulunduğuna inanıyor. güneş kütleleri. Büyük bir "çörek" şeklinde soğuk, koyu bir maddeyle çevrilidir. Yavaş yavaş spiral şeklinde dönen bu madde, kütle merkezine doğru hareket ediyor, birikim diskinde ısınıyor ve kara deliğin içinde kayboluyor. Belki Başak takımyıldızındaki süper dev galaksi M 87'nin merkezinde de benzer bir nesne vardır, ancak daha da büyük - 2,6 milyar güneş kütlesine kadar.

Böylece Hubble, bazı aktif galaksilerin çekirdeklerinde kara deliklerin varlığının doğrulandığını buldu. Gökbilimciler bu keşfin galaksilerin oluşumunu ve gelişimini anlamaya yardımcı olacağını ve onlarla birlikte Evrenimizin evrim tarihinin aydınlatılabileceğini umuyorlar. Uzay teleskopu burada bir "zaman makinesi" görevi görüyor çünkü galaksileri milyarlarca yıl önceki halleriyle gösteriyor. Bizden uzaklaştıkça daha “genç” görünüyorlar. En uzaktaki nesnelerin yaşı Evrenin yaşına yaklaşıyor. Tek kelimeyle, Hubble teleskopu, insana, en büyük yer tabanlı teleskoplarının nüfuz edemediği, Evrenin bu kadar hayal edilemeyecek derinliklerine bakma fırsatı verdi.

Bugünün uzay teknolojisi neredeyse her boyuttaki bir teleskopun uzayında montajı planlamanıza olanak tanır. Devin yardımıyla yörünge teleskopları Evrenin derinliklerini detaylı olarak incelemek mümkün olacak. Genç araştırmacılar, Dünya üzerinde yeni mucizevi teleskoplar, yörüngesel astrofizik gözlemevleri, Ay ve Mars'taki gözlem istasyonlarının yanı sıra X-ışınlarını ve gama ışınlarını, temel parçacıkları (nötrino astronomisi) ve yerçekimi dalgaları(yerçekimi astronomisi).

Astrofizik, yıldızların yaşamını ve ölümünü açıklama konusunda etkileyici ilerlemeler kaydetti. Ancak teorinin test edilmesi ve geliştirilmesi devam ediyor yıldız evrimi. En Umut Verici bilimsel yön bu alanda - asterosismoloji. Yıldızların iç yapısını, bu dev plazma toplarının yüzeyindeki gazın titreşmesiyle inceliyor; bazen oldukça güçlü, ancak daha sıklıkla incelikli.

Yıldızların evrimi teorisi, modern astrofiziğin gelişiminin zirvesi olarak düşünülebilir. Yıldızlar için termonükleer bir enerji kaynağı olduğu varsayımına dayanarak, onların kaderlerinin en ince nüanslarını kendinden emin bir şekilde anlatıyor. Ancak yine de şüphe solucanı bazı araştırmacıların içini kemiriyor. Sonuçta, bir yıldızın yalnızca ince bir yüzey katmanını görüyoruz ve hiç kimse, bir yıldızın kalbinde hidrojenin nasıl helyuma dönüştüğünü doğrudan gözlemlemedi.

1960'lı yıllarda ortaya çıkan nötrino astronomisi, yıldızların derinliklerine bakma olanağı sağladı. En yüksek nüfuz etme yeteneği sayesinde, termonükleer reaksiyonlarda üretilen nötrinolar serbestçe ayrılır. güneş çekirdeği, orada meydana gelen süreçler hakkında bilgi taşıyor. Termonükleer hipotezin doğrudan gözlemlerle doğrulanmasının yolu açıldı. Ancak tespit edilen nötrino akışının, Güneş'in "standart" modelinin öngördüğünden birkaç kat daha düşük olduğu ortaya çıktı. “Güneş nötrino problemini” çözmek 30 yıldan fazla sürdü. Ve ancak 21. yüzyılın başında, nötrinoların Dünya'ya giderken sürekli olarak üç durum arasında atladığı ve ilk nötrino teleskoplarının bunlardan yalnızca birini kaydettiği deneysel olarak kanıtlandı. Sorun başarıyla çözüldü, ancak nötrino teleskoplarının yıldız enerjisinin kaynakları hakkındaki fikirleri açıklığa kavuşturmak yerine nötrinoların özelliklerini açıklığa kavuşturduğu ortaya çıktı.

Bütün bunlar yalnızca gökbilimcilerin yıldızların iç kısmının sırlarına nüfuz etme arzusunu artırdı. Üstelik buna ek olarak termonükleer reaksiyonlar diğerleri geliyor ilginç süreçlerörneğin büyük madde kütlelerinin dönmesi ve konvektif karışımı. Bu derin hareketler, Güneş'teki yüzey aktivitesinin ana kaynağı olan manyetik alanın oluşumuyla yakından ilgilidir: karasal çıkarlarımızı doğrudan etkileyen işaret fişekleri, çıkıntılar, koronal püskürmeler. Peki sıcak bir plazma topunun içine girip, çekirdekte olmasa bile, en azından nispeten küçük bir derinlikte neler olup bittiğini nasıl öğrenebiliriz?

Nefes alan Sefeidler

İlk bakışta bu görev çözümsüz görünüyor. Bu arada bilim adamları, erişilemeyen alt toprakları inceleme yöntemini bir yüzyıldan fazla süredir kullanıyorlar. Doğru, bu bilim adamları gökbilimci değil jeolog. Onlar izliyorlar sismik dalgalar- doğal veya yapay şoklar sonrasında gezegenimizin vücudunda yayılan titreşimler. Dalgaların hızı ortamın parametrelerine bağlıdır. Bunları sistematik olarak gözlemleyerek çeşitli ırkların Türkiye'deki dağılımının bir haritasını oluşturmak mümkündür. dünyanın bağırsakları Göreceli yakınlıklarına rağmen doğrudan inceleme için Güneş'in iç kısmı kadar erişilemezler. Ama o zamandan beri katı toprak Kelimenin tam anlamıyla ayaklarımızın altında hareket eden plazma toplarının, yıldızların başına da benzer bir şey gelebilir mi?

1894'te Rus gökbilimci Aristarkh Belopolsky şunları inceledi: ünlü yıldız delta Cepheus, adını aldığı ile aynı bütün sınıf değişken yıldızlar- Cepheid. Parlaklıktaki değişikliklerle eşzamanlı olarak yıldızın spektrumundaki çizgilerin konumunun da değiştiği ortaya çıktı. Bu değişim doğal olarak Doppler etkisi ile açıklanabilir: Bir radyasyon kaynağı bize yaklaştığında spektrumundaki çizgiler mavi tarafa, uzaklaştığında ise kırmızı tarafa "hareket eder". Belopolsky Sefeidlerin olduğunu öne sürdü çift yıldız burada parlaklık değişkenliği periyodik karşılıklı tutulmalarla ilişkilendirilir ve görüş hattı boyunca hız değişkenliği yörünge hareketiçift yıldız. Ancak tezinin savunmasında Belopolsky'nin rakibi olan fizikçi Nikolai Umov, daha sonra aslında yıldızın tamamının değil, yalnızca dış katmanlarının hareket ettiği fikrini dile getirdi.

Umov'un tahmini, İngiliz astrofizikçi Arthur Eddington'un araştırması sayesinde zekice doğrulandı ve 1958'de Sovyet fizikçisi Sergei Zhevakin Sefeid titreşimi teorisini geliştirdi. Gerçekten "nefes alırlar": saniyede onlarca kilometreye ulaşan hızlarda genişler ve daralırlar. Dolayısıyla Cepheus deltası asterosismoloji tarafından incelenen ilk nesne olarak düşünülebilir. İlki ama en ilginç olanı değil. Gerçek şu ki, Cepheid tipi titreşimler yıldızın kütlesinin yalnızca küçük bir kısmını kapsıyor ve ayrıntılı bir çalışma için uygun değil. Ve yalnızca uygun parametrelere (sıcaklık, yoğunluk, kimyasal bileşim), herhangi bir rastgele rahatsızlıktan kararlı kendi kendine salınımların geliştiği. Fakat aynı rastgele rahatsızlık, Sefe tipi titreşimler yapamayan, "uygunsuz" parametrelere sahip bir yıldızda nelere yol açacaktır?

Böyle bir yıldız boyunca, rahatsız edici yerden her yöne bir dalga akacak, bazıları yıldızın derinliklerine inecek, bazıları dışarı çıkacak, yıldızın yüzeyinden yansıyacak ve tekrar içeri doğru koşacak, yıldızı geçecek tekrar yansıtılır ve diğer rahatsızlıklardan gelen dalgalarla karışır. Ve bunun gibi pek çok rahatsızlık var: konvektif akımlardan, yüzeydeki parlamalardan... Sonuç olarak, tüm yıldız uğultu yapıyor, titriyor ve sismik araştırmalar için arzu edilen bir nesne haline geliyor!

Solar Dalgalanma Modları

Biraz titremek için spektral çizgiler Güneş, 1913 yılında Kanadalı gökbilimci John Plaskett tarafından fark edildi. Fakat gerçek hikaye sismik araştırma gün ışığı 1962'de çizgilerin sadece titremediği, aynı zamanda yaklaşık beş dakikalık bir periyotta ve saniyede birkaç yüz metrelik bir hız yayılmasına karşılık gelen bir genlikte salınımlar yaşadığının netleşmesiyle başladı. Yani onlarca kilometre yüksekliğindeki dalgalar sürekli olarak Güneş'in yüzeyinde yürür. Bir süredir, yüzeye konvektif akışların ortaya çıkışına eşlik eden yerel bir fenomen olduğu düşünüldüğünde, bunlara fazla önem verilmedi. Ancak 1970'lerin başlarında, Güneş'in iç yapısının ayrıntılı modelleri ortaya çıktı; bu modeller sayesinde, bu titreşimlerde güneş maddesinin küresel titreşiminin yankılarını görmek (ya da duymak?) mümkün oldu. Daha doğrusu, beş dakikalık salınımların, güneş titreşimleri spektrumundaki toplam sayısı yaklaşık 10 milyon olan bireysel dalgaların veya titreşim modlarının eklenmesinin sonucu olduğu ortaya çıktı. Bunlar akustik titreşimlerdir, yani sıkıştırma olan sıradan ses dalgalarıdır. gaz ortamı. Bireysel modların genlikleri son derece küçüktür, ancak bir araya getirildiklerinde birbirlerini önemli ölçüde güçlendirebilirler.

Akustik titreşimler, Güneş'in hacminin değiştiği radyal ve yüzeyinde dalgalar oluşturan radyal olmayan titreşimlere ayrılır. Radyal titreşimler Sefeid salınımlarıyla ilişkilidir. Düşey olarak aşağıya inen, Güneş'in merkezinden geçen, diğer tarafa ulaşan, oradan yansıyan, tekrar merkezden geçen vb. dalgalardan kaynaklanırlar. Bununla birlikte incelik, Cepheidlerin (ve hatta hepsinin değil) sözde temel modda salınmaları, yani bir bütün olarak şişip büzülmeleri ve Güneş gibi aynı titreşimlere sahip "sessiz" yıldızların bölünmesidir. yarıçap boyunca sıkıştırma ve genişlemenin dönüşümlü olduğu birçok katmana ayrılır: titreşimler üst tonlarda meydana gelir.

Radyal olmayan titreşimlerde durum daha karmaşıktır - işte burada hakkında konuşuyoruz Güneş yüzeyindeki bireysel “lekelerin” hareketi hakkında. Dikey olarak değil, açılı olarak aşağıya inen dalgalarla ilişkilidirler. Sesin hızının derinliklerde değişmesi nedeniyle, belirli bir derinliğe ulaşan bu tür dalgalar, başlangıç noktasından çok uzak olmayan bir yerde dönüp yıldızın yüzeyine geri döner. Orada dalga tekrar yansıyor ve Güneş'in içindeki başka bir yayı tanımlıyor. İlk dalga dikeyden ne kadar saparsa, dalma derinliği o kadar küçük olur, yüzeye o kadar sık döner ve Güneş yüzeyinde neden olduğu "dalgalanmalar" o kadar küçük olur.

Bu dalgaları sürekli izleyerek Güneş'in akustik titreşimlerinin bir spektrumunu oluşturmak ve bunu çeşitli tahminlerle karşılaştırmak mümkündür. teorik modeller yıldızımızın iç yapısı. Dahası, sığ modlar yüzey katmanlarını "tarar" ve radyal ve radyal'e yakın salınımlar yalnızca Güneş'in çekirdeğindeki koşullar hakkında değil, aynı zamanda yüzeyindeki olaylar hakkında da bilgi taşır. karşı taraf. Bu sayede aktif bölgelerin güneş kanadının kenarından çıkmadan tespit edilmesi, ayrıca gözden kaybolduktan sonra da izlenmesi mümkün oluyor.

Güneş girdabının anatomisi

Son 30 yılda heliosismologlar güneşin iç kısmındaki yoğunluk, sıcaklık ve helyum içeriğinin dağılımı hakkında ayrıntılı bilgi elde edebildiler. Helyum içeriği, hidrojen yakıtının güneş enerjisiyle işlenme derecesini karakterize eder termonükleer reaktör. Buradan yıldızımızın yaşının 4,65 milyar yıl olduğunu tahmin edebiliriz. Bu, tamamen bağımsız bir yöntemle (çürümeden) elde edilen Dünya'nın yaşına ilişkin verilerle mükemmel bir uyum içindedir. radyoaktif elementler. 17. yüzyılda yapılan teleskopik gözlemlerin ilk sonuçlarından biri, yüzeyindeki lekelerin hareketiyle Güneş'in dönüş hızının belirlenmesiydi. Ekvator bölgeleri 25 günde bir devrim yapar. Enlem arttıkça süre artar ve kutuplarda 38 güne ulaşır. Ancak heliosismolojinin ortaya çıkmasından önce, Güneş'in içeride nasıl döndüğü ancak tahmin edilebilirdi. Artık her şey netleşti: Güneşin iç kısmındaki maddenin hareketi, içinden geçen akustik dalgaları ve merkezden farklı mesafelerde farklı şekillerde taşıyor (bozuyor). Ve Güneş'in yüzeyindeki salınımların genel resminde, karşılık gelen modun nüfuz ettiği derinlikteki dönüş hızının belirlendiği ek frekanslar ortaya çıkıyor.

Örneğin, maddenin ekvatorun altında onbinlerce kilometre derinlikte en hızlı şekilde döndüğü ortaya çıktı. Güneş'in gaz karışımı nedeniyle enerjinin yukarıya doğru taşındığı konvektif bölgesinde dönme hareketi vardır. karmaşık karakter: derinlik arttıkça açısal hız ekvatorda azalır, kutuplara yakın yerlerde artar. Güneş'in çekirdeği şu şekilde dönüyor: sağlam yani açısal hız artık merkeze olan mesafeye bağlı değildir. Ve merkezden 500 bin kilometre uzakta dar bir katman var - çekirdek ile alt sınır arasında yağlayıcı görevi gören takoklin konvektif bölge. Güneş'in manyetik aktivitesinden sorumlu olduğu varsayılmaktadır.

Güneş'in tam merkezinde, 200 bin kilometreden daha az bir yarıçap içinde maddenin dönüşü hakkında aslında söylenecek hiçbir şey yok. Akustik modlar burada çok az şey anlatabilir ve bu nedenle büyük umutlar yerçekimi modları adı verilen başka bir salınım türüne atanmıştır. Onların bir rolü var itici güç Akustik modlarda olduğu gibi rol oynayan şey basınç değil, yıldızın çekirdeğinin çekim alanındaki maddenin yükselişi ve alçalmasıdır. Esas olarak yüzeye yakın yerlerde yoğunlaşan akustik modların aksine, yerçekimi modları merkezde “oynuyor”. Güneş çekirdeğinin sırları onlarda şifrelenmiştir. Ne yazık ki yüzeye yaklaştıkça hızla kayboluyorlar. Bugün bunların kaydedildiği tek bir gözlem var ve bundan şu sonuç çıkıyor: iç çekirdek Güneş dış çekirdekten neredeyse beş kat daha hızlı döner. Ancak bu sonuçların hâlâ daha fazla doğrulanması gerekiyor.

Dış gezegenler sayesinde

Güneş bizim için tüm önemine rağmen grafikte sadece bir yıldız, bir noktadır. Bu, yıldızların evrimi teorisinin genel bir testi için açıkça yeterli değildir. Ancak diğer yıldızların salınımlarını incelemek oldukça zordur. zor görev. Güneş'te tek bir moddaki hız dalgalanmalarının maksimum genliği 15-20 cm/s'dir. Şu anda bu kadar küçük çizgi kaymalarını yalnızca yakındaki (ve dolayısıyla parlak) yıldızların spektrumlarında ve hatta en iyi spektrografları kullanarak ölçmek mümkün. Ancak bazen spektrumlar olmadan da yapabilirsiniz. Yıldızın titreşimlerine yalnızca spektral çizgilerin “dansı” değil, aynı zamanda parlaklıktaki hafif değişiklikler de eşlik ediyor. Asterosismolojide baskın rol, nabız frekansları tarafından oynanır ve bazen bunların yıldızın hangi özel gözlenen parametresine göre belirlendiği o kadar önemli değildir. Dolayısıyla emek yoğun spektroskopi yerine bazı durumlarda daha ekonomik fotometri yapmak mümkün oluyor, yani spektrumdaki tek tek çizgileri ölçmek yerine yalnızca yıldızın genel parlaklığı izlenebiliyor. Doğru, bu kolay bir iş değil, çünkü parlaklık dalgalanmaları çok küçük -% 0,1 veya daha az, bu da çok hassas radyasyon dedektörlerine ihtiyaç duyulduğu anlamına geliyor.

Neyse ki bu tür hassas cihazlar son zamanlarda giderek daha fazla hale geliyor - dışarıda bulunan gezegenlerin hızla gelişen araştırmaları için gerekliler güneş sistemi(aynı zamanda yıldızların spektral çizgilerindeki ve parlaklıklarındaki küçük dalgalanmalarla da tespit edilirler). Her ne kadar HARPS (Avrupa Güney Gözlemevi, Şili) ve HIRES (Keck Gözlemevi, Hawaii Adaları, ABD) spektrografları ya da uzay fotometrik teleskopları COROT ve Kepler gibi araçlar, onların yardımıyla keşfedilen ötegezegenlere “halkın” ününü kazandırmış olsa da, uzmanlar için katkı Bu araçların asterosismik araştırmalara yönelik kullanımı daha az değildir ve belki de daha önemlidir. Yani titreşimlerin olması tesadüf değil güneş tipi başka bir yıldızın yakınındaki (altdev Eta Boötes) ilk kez 1995'te güvenilir bir şekilde kaydedildi - neredeyse ilk ötegezegenin keşfiyle aynı anda. Bugün, benzer titreşimler zaten iki düzine yıldızda kaydedildi. Asterosismik gözlemler yıldızlardaki taşınımı incelemek için özellikle önemlidir. Bu sürecin teorisinde boşluklar var ve yıldızların bilgisayar modellerinde, konveksiyon parametrelerini yapay olarak ayarlayarak, tabiri caizse "elle" başlatılması gerekiyor. Elbette bu, Güneş benzeri yıldızların manyetik alanını “kontrol eden” ve evrimin sonraki aşamalarında onların fiziksel ve kimyasal yapı. Asterosismoloji, 10 kat daha büyük ve binlerce kat daha büyük olan bir tür mavi devin konveksiyonunun doğasını yaklaşık olarak belirlemeyi zaten mümkün kılmıştır. güneşten daha parlak. Fiziksel temel Bu yıldızlardaki salınımların uyarılması güneşle ilgili değil, Sefeidlerdekiyle yaklaşık olarak aynı. Bu yıldızlar için dönüş hızının yarıçapa bağımlılığını belirlemek de mümkündü. Güneş gibi çekirdekleri de yüzeye yakın katmanlardan birkaç kat daha hızlı dönüyor.

Sıradan güneş benzeri yıldızlar için asterosismolojiyi kullanarak yalnızca temel parametreleri (kütle, yarıçap, yaş) ölçmek şu ana kadar mümkün. Ancak gerçekte bu çok fazla, çünkü tekil özelliklerden bahsediyoruz, yani dahil olmayanlar ikili sistemler daha önce hiçbir şekilde "ölçüm" almanın imkansız olduğu yıldızlar.

Astrosismik gözlemler yalnızca güneş benzeri yıldızlarla sınırlı değildir. Eski yıldız çekirdeklerindeki (gezegenimsi bulutsuların ve beyaz cücelerin merkezi yıldızları) titreşim çalışmaları çok ilginç olacağa benziyor. Bu nesnelerde alt toprak sadece katı değil aynı zamanda düzgün olabilir. kristalin durum. Ve burada asterosismoloji, yalnızca yıldızların evrimi teorisini değil, aynı zamanda maddenin aşırı durumlardaki özelliklerini tanımlayan daha genel fizik dallarını da test etmek için fırsatlar yaratıyor.

Eksik Unsurlar Vakası

Bugün için en Yıldız salınımlarına ilişkin gözlemler, yıldızların yapısı ve evrimi teorisiyle iyi bir uyum içindedir. Ancak bu elbette gelecekte bizi sürprizlerin beklemediği anlamına gelmiyor. Bir örnek Canis Minor'un alfası olan Procyon'un gözlemidir. Dünya gökyüzündeki en parlak yıldızlardan biri olan bu yıldız, 1991 yılında güneş tipi titreşimlerin işaretlerini gösteren ilk yıldız oldu (her ne kadar titreşimlerin kendisi olmasa da). Sonraki 10 yıl boyunca Procyon birkaç kez gözlemlendi, titreşimleri ilk önce basitçe doğrulandı ve ardından ayrıntılı olarak incelendi. 2003 yılında uzay asterosismoloji teleskobu MOST'un hedef listesindeki ilk yıldız oldu. Gözlemciler Procyon'u bir ay boyunca sürekli olarak izlediler... ve hiçbir titreşim bulamadılar. Ancak birçok yer tabanlı teleskopun katılımıyla ek bir gözlem kampanyası düzenlendikten sonra Procyon'un gerçekten titreştiği nihayet kanıtlandı, ancak bazı nedenlerden dolayı içindeki salınımlar Güneş'ten çok daha hızlı sönüyor. Sonuç olarak spektrumları daha karmaşık hale gelir ve gözlemlemek daha fazla çaba gerektirir.

Heliosismolojinin temiz ve berrak ufkunda bir kara bulut daha var. Birkaç yıl önce elde edilen yüksek kaliteli Güneş spektrumları, Güneş'in genel olarak düşünülenden çok daha az ağır elementlere sahip olduğunu gösteriyor gibi görünüyor. 2005 yılına kadar karbon, nitrojen, oksijen, neon ve diğer ağır elementlerin toplam kütlesinin hidrojen kütlesinin yaklaşık %2,7'si olduğuna inanılırken, şimdi bu tahmin %1,6'ya düşürüldü. Öyle görünüyor ki, bu safsızlıklardan kaç tane olduğu ne fark eder: yüzde bir buçuk mu yoksa üç mü? Ancak “yeni” kimyasal bileşime sahip Güneş modellerinde konvektif bölgenin alt sınırı yıldızın merkezinden 500 bin kilometreden 510 bin kilometreye çıkıyor. Fark, güneş yarıçapının yaklaşık %1,5'idir, ancak bu, heliosismik verilerle tamamen tutarsızlığa yol açmaktadır. 2005'ten günümüze heliosismolojiyi spektroskopiyle bağdaştırmak için girişimlerde bulunuldu, ancak henüz bir sonuç getirilmedi. Ancak bu tutarsızlığın büyüklüğü, Güneş'in yapısıyla ilgili çalışmaların şu anda yürütüldüğü doğruluk düzeyi hakkında fikir veriyor.

Bu sorunlara rağmen ve bazı bakımlardan bu sorunlar nedeniyle asterosismoloji artık yükselişte. Neredeyse hiçbir büyük astronomi konferansı asterosismoloji bölümü olmadan tamamlanmaz. Asterosismologların kendi bilimsel dergileri (Asterosismolojide İletişim), kendi bilimsel dergileri vardır. uzay teleskopları, yer tabanlı gözlem ağları. Asterosismolojide, gerçekten küresel olan doğa özellikle açık bir şekilde ortaya çıkıyor. modern astronomi. Yıldız salınımlarının frekanslarını güvenilir bir şekilde belirlemek için saatlerce, hatta günlerce süren gözlem seansları gerekir; bu, yıldızların her yerine dağılmış teleskopların koordineli kullanımı olmadan imkansızdır. dünyaya. Artık bu tür gözlemler teleskopları birleştiren Tüm Dünya Teleskobu konsorsiyumunun yardımıyla gerçekleştiriliyor " kamu kullanımı» iki düzine gözlemevi. Rusya'da Terskol Zirvesi'ndeki (Kafkasya) gözlemevinin teleskopları çalışmalarına katılıyor. Dikkatlice planlanmış bir kampanya sırasında, mümkün olduğunca aynı nesnenin gözlemleri yapılır ve bunlar daha sonra tek bir gözlem dizisi halinde "birleştirilir". Her yarımkürede dört tane olmak üzere sekiz aletten oluşacak özel bir SONG teleskop ağı için planlar yapılıyor. Güneşi gözlemlemek için benzer bir ağ (GONG) zaten oluşturulmuş ve aktif olarak çalışıyor.

Antarktika son derece umut verici çünkü uzun vadeli astronomik gözlemler için Dünya üzerindeki en iyi koşullara sahip. Sadece asterosismologlar değil, aynı zamanda astronominin diğer dallarının temsilcileri de uzun süredir onu izliyor. Avrupa'da, Fransız-İtalyan Concordia istasyonuna 40 santimetrelik asterosismograf SIAMOIS kurma projesi var.

Yani helio ve asterosismolojinin beklentileri en parlak olanıdır. Birincisi, güneş aktivitesinin doğasına olan ilgiyle ilgili pratik ihtiyaçlardan ilham alıyor; ikincisi, yıldız evrimi teorisinin kurucularından biri olan Arthur Eddington'un hayalini gerçekleştirme ve sonunda "bu kadar basit bir şeyi" anlama arzusundan ilham alıyor. bir yıldız.”

Güneşte granülasyon. Parlak noktalar güneş fotosferindeki artan gaz akışlarıdır, aralarındaki karanlık “boşluklar” ise alçalanlardır. Fotoğraf: DDBJORN ENGVOLD ET. AL., İSVEÇ KRALİYET BİLİMLER AKADEMİSİ

Astrofizik, yıldızların yaşamını ve ölümünü açıklama konusunda etkileyici ilerlemeler kaydetti. Ancak yıldız evrimi teorisinin test edilmesi ve geliştirilmesi devam etmektedir. Bu alanda en umut verici bilimsel yön asterosismolojidir.

Yıldızların iç yapısını, bu dev plazma toplarının yüzeyindeki gazın titreşmesiyle inceliyor; bazen oldukça güçlü, ancak daha sıklıkla incelikli.

Bütün bunlar yalnızca gökbilimcilerin yıldızların iç kısmının sırlarına nüfuz etme arzusunu artırdı. Dahası, termonükleer reaksiyonlara ek olarak, başka ilginç süreçler de meydana gelir; örneğin, büyük madde kütlelerinin dönmesi ve konvektif karışımı. Bu derin hareketler, Güneş'teki yüzey aktivitesinin ana kaynağı olan manyetik alanın oluşumuyla yakından ilgilidir: karasal çıkarlarımızı doğrudan etkileyen işaret fişekleri, çıkıntılar, koronal püskürmeler. Peki sıcak bir plazma topunun içine girip, çekirdekte olmasa bile, en azından nispeten küçük bir derinlikte neler olup bittiğini nasıl öğrenebiliriz?

Nefes alan Sefeidler

İlk bakışta bu görev çözümsüz görünüyor. Bu arada bilim adamları, erişilemeyen alt toprakları inceleme yöntemini bir yüzyıldan fazla süredir kullanıyorlar. Doğru, bu bilim adamları gökbilimci değil jeolog. Doğal veya yapay şoklardan sonra gezegenimizin vücudunda yayılan sismik dalgaları - titreşimleri gözlemliyorlar. Dalgaların hızı ortamın parametrelerine bağlıdır. Bunları sistematik olarak gözlemleyerek, göreceli yakınlıklarına rağmen doğrudan inceleme için Güneş'in içi kadar erişilemez olan, dünyanın iç kısmındaki çeşitli kayaların dağılımının bir haritasını oluşturmak mümkündür. Ancak katı Dünya tam anlamıyla ayaklarımızın altında hareket ettiğine göre, benzer bir şey plazma toplarının, yıldızların başına da gelebilir mi?

1894'te Rus gökbilimci Aristarkh Belopolsky, tüm değişken yıldız sınıfına Cepheidler adını veren ünlü yıldız Delta Cepheus'u inceledi. Parlaklıktaki değişikliklerle eşzamanlı olarak yıldızın spektrumundaki çizgilerin konumunun da değiştiği ortaya çıktı. Bu değişim doğal olarak Doppler etkisi ile açıklanabilir: Bir radyasyon kaynağı bize yaklaştığında spektrumundaki çizgiler mavi tarafa, uzaklaştığında ise kırmızı tarafa "hareket eder". Belopolsky, Sefeidlerin parlaklık değişkenliğinin periyodik karşılıklı tutulmalarla ilişkili olduğu ve görüş hattı boyunca hız değişkenliğinin çiftin yıldızlarının yörünge hareketiyle ilişkili olduğu çift yıldızlar olduğunu öne sürdü. Ancak tezinin savunmasında Belopolsky'nin rakibi olan fizikçi Nikolai Umov, daha sonra aslında yıldızın tamamının değil, yalnızca dış katmanlarının hareket ettiği fikrini dile getirdi.

Umov'un tahmini, İngiliz astrofizikçi Arthur Eddington'un araştırması sayesinde zekice doğrulandı ve 1958'de Sovyet fizikçi Sergei Zhevakin, Cepheid titreşimi teorisini geliştirdi. Gerçekten "nefes alırlar": saniyede onlarca kilometreye ulaşan hızlarda genişler ve daralırlar. Dolayısıyla Cepheus deltası asterosismoloji tarafından incelenen ilk nesne olarak düşünülebilir. İlki ama en ilginç olanı değil. Gerçek şu ki, Cepheid tipi titreşimler yıldızın kütlesinin yalnızca küçük bir kısmını kapsıyor ve ayrıntılı bir çalışma için uygun değil. Ve bunlar yalnızca herhangi bir rastgele rahatsızlıktan dolayı kararlı kendi kendine salınımların geliştiği uygun parametrelere (sıcaklık, yoğunluk, kimyasal bileşim) sahip yıldızlarda ortaya çıkar. Fakat aynı rastgele rahatsızlık, Sefe tipi titreşimler yapamayan, "uygunsuz" parametrelere sahip bir yıldızda nelere yol açacaktır?

Solar Dalgalanma Modları

Kanadalı gökbilimci John Plaskett, 1913'te Güneş'in tayf çizgilerindeki bazı titremelere dikkat çekti. Bununla birlikte, gün ışığına ilişkin sismik çalışmaların gerçek tarihi, 1962'de, çizgilerin sadece titremediği, aynı zamanda yaklaşık beş dakikalık bir periyotta ve başına birkaç yüz metrelik bir hız yayılımına karşılık gelen bir genlikte salınımlar yaşadığının ortaya çıkmasıyla başladı. ikinci. Yani onlarca kilometre yüksekliğindeki dalgalar sürekli olarak Güneş'in yüzeyinde yürür. Bir süredir, yüzeye konvektif akışların ortaya çıkışına eşlik eden yerel bir fenomen olduğu düşünüldüğünde, bunlara fazla önem verilmedi. Ancak 1970'lerin başlarında, Güneş'in iç yapısının ayrıntılı modelleri ortaya çıktı; bu modeller sayesinde, bu titreşimlerde güneş maddesinin küresel titreşiminin yankılarını görmek (ya da duymak?) mümkün oldu. Daha doğrusu, beş dakikalık salınımların, güneş titreşimleri spektrumundaki toplam sayısı yaklaşık 10 milyon olan bireysel dalgaların veya titreşim modlarının eklenmesinin sonucu olduğu ortaya çıktı. Bunlar akustik titreşimlerdir, yani gaz ortamının sıkışması olan sıradan ses dalgalarıdır. Bireysel modların genlikleri son derece küçüktür, ancak bir araya getirildiklerinde birbirlerini önemli ölçüde güçlendirebilirler.

Radyal olmayan titreşimlerde durum daha karmaşıktır - burada Güneş'in yüzeyindeki bireysel "noktaların" hareketinden bahsediyoruz. Dikey olarak değil, açılı olarak aşağıya inen dalgalarla ilişkilidirler. Sesin hızının derinliklerde değişmesi nedeniyle, belirli bir derinliğe ulaşan bu tür dalgalar, başlangıç noktasından çok uzak olmayan bir yerde dönüp yıldızın yüzeyine geri döner. Orada dalga tekrar yansıyor ve Güneş'in içindeki başka bir yayı tanımlıyor. İlk dalga dikeyden ne kadar saparsa, dalma derinliği o kadar küçük olur, yüzeye o kadar sık döner ve Güneş yüzeyinde neden olduğu "dalgalanmalar" o kadar küçük olur.

Bu dalgaları sürekli izleyerek Güneş'in akustik titreşimlerinin bir spektrumunu oluşturmak ve bunu yıldızımızın iç yapısına ilişkin çeşitli teorik modellerin tahminleriyle karşılaştırmak mümkündür. Dahası, sığ modlar yüzey katmanlarını "tarar" ve radyal ve radyal'e yakın salınımlar yalnızca Güneş'in çekirdeğindeki koşullar hakkında değil, aynı zamanda karşı tarafındaki olaylar hakkında da bilgi taşır. Bu sayede aktif bölgelerin güneş kanadının kenarından çıkmadan tespit edilmesi, ayrıca gözden kaybolduktan sonra da izlenmesi mümkün oluyor.

Güneş girdabının anatomisi

Son 30 yılda heliosismologlar güneşin iç kısmındaki yoğunluk, sıcaklık ve helyum içeriğinin dağılımı hakkında ayrıntılı bilgi elde edebildiler. Helyum içeriği, hidrojen yakıtının bir güneş füzyon reaktörü tarafından işlenme derecesini karakterize eder. Buradan yıldızımızın yaşının 4,65 milyar yıl olduğunu tahmin edebiliriz. Bu, radyoaktif elementlerin bozunmasından tamamen bağımsız bir yöntemle elde edilen, Dünya'nın yaşına ilişkin verilerle mükemmel bir uyum içindedir. 17. yüzyılda yapılan teleskopik gözlemlerin ilk sonuçlarından biri, yüzeyindeki lekelerin hareketiyle Güneş'in dönüş hızının belirlenmesiydi. Ekvator bölgeleri 25 günde bir devrim yapar. Enlem arttıkça süre artar ve kutuplarda 38 güne ulaşır. Ancak heliosismolojinin ortaya çıkmasından önce, Güneş'in içeride nasıl döndüğü ancak tahmin edilebilirdi. Artık her şey netleşti: Güneşin iç kısmındaki maddenin hareketi, içinden geçen akustik dalgaları ve merkezden farklı mesafelerde farklı şekillerde taşıyor (bozuyor). Ve Güneş'in yüzeyindeki salınımların genel resminde, karşılık gelen modun nüfuz ettiği derinlikteki dönüş hızının belirlendiği ek frekanslar ortaya çıkıyor.

Örneğin, maddenin ekvatorun altında onbinlerce kilometre derinlikte en hızlı şekilde döndüğü ortaya çıktı. Enerjinin gaz karışımı nedeniyle yukarı doğru taşındığı Güneş'in konvektif bölgesinde dönüş karmaşıktır: derinlik arttıkça ekvatordaki açısal hız azalır ve kutupların yakınında artar. Güneş'in çekirdeği katı bir cisim gibi dönmektedir, yani açısal hızı artık merkeze olan mesafeye bağlı değildir. Ve merkezden 500 bin kilometre uzaklıkta dar bir katman var - çekirdek ile konvektif bölgenin alt sınırı arasında yağlayıcı görevi gören takoklin. Güneş'in manyetik aktivitesinden sorumlu olduğu varsayılmaktadır.

Güneş'in tam merkezinde, 200 bin kilometreden daha az bir yarıçap içinde maddenin dönüşü hakkında aslında söylenecek hiçbir şey yok. Akustik modlar burada çok az şey anlatabilir ve bu nedenle başka bir tür salınım olan yerçekimi modlarına büyük umutlar bağlanır. Bunlarda itici gücün rolü, akustik modlarda olduğu gibi basınçla değil, yıldızın çekirdeğinin çekim alanındaki maddenin yükselişi ve alçalmasıyla oynanır. Esas olarak yüzeye yakın yerlerde yoğunlaşan akustik modların aksine, yerçekimi modları merkezde “oynuyor”. Güneş çekirdeğinin sırları onlarda şifrelenmiştir. Ne yazık ki yüzeye yaklaştıkça hızla kayboluyorlar. Bugüne kadar bunların kaydedildiği tek bir gözlem var ve bundan Güneş'in iç çekirdeğinin dış çekirdekten neredeyse beş kat daha hızlı döndüğü sonucu çıkıyor. Ancak bu sonuçların hâlâ daha fazla doğrulanması gerekiyor.

Dış gezegenler sayesinde

Güneş bizim için tüm önemine rağmen grafikte sadece bir yıldız, bir noktadır. Bu, yıldızların evrimi teorisinin genel bir testi için açıkça yeterli değildir. Ancak diğer yıldızların salınımlarını incelemek çok zor bir iştir. Güneş'te tek bir moddaki hız dalgalanmalarının maksimum genliği 15-20 cm/s'dir. Şu anda bu kadar küçük çizgi kaymalarını yalnızca yakındaki (ve dolayısıyla parlak) yıldızların spektrumlarında ve hatta en iyi spektrografları kullanarak ölçmek mümkün. Ancak bazen spektrumlar olmadan da yapabilirsiniz. Yıldızın titreşimlerine yalnızca spektral çizgilerin “dansı” değil, aynı zamanda parlaklıktaki hafif değişiklikler de eşlik ediyor. Asterosismolojide baskın rol, nabız frekansları tarafından oynanır ve bazen bunların yıldızın hangi özel gözlenen parametresine göre belirlendiği o kadar önemli değildir. Dolayısıyla emek yoğun spektroskopi yerine bazı durumlarda daha ekonomik fotometri yapmak mümkün oluyor, yani spektrumdaki tek tek çizgileri ölçmek yerine yalnızca yıldızın genel parlaklığı izlenebiliyor. Doğru, bu kolay bir iş değil, çünkü parlaklık dalgalanmaları çok küçük -% 0,1 veya daha az, bu da çok hassas radyasyon dedektörlerine ihtiyaç duyulduğu anlamına geliyor.

Neyse ki, bu tür hassas cihazlar son zamanlarda giderek daha fazla sayıda hale geldi - güneş sisteminin dışında bulunan gezegenler üzerinde hızla gelişen çalışmalar için gereklidirler (aynı zamanda yıldızların spektral çizgilerindeki ve parlaklıklarındaki küçük dalgalanmalarla da tespit edilirler). Her ne kadar HARPS (Avrupa Güney Gözlemevi, Şili) ve HIRES (Keck Gözlemevi, Hawaii Adaları, ABD) spektrografları ya da uzay fotometrik teleskopları COROT ve Kepler gibi araçlar, onların yardımıyla keşfedilen ötegezegenlere “halkın” ününü kazandırmış olsa da, uzmanlar için katkı Bu araçların asterosismik araştırmalara yönelik kullanımı daha az değildir ve belki de daha önemlidir. Bu nedenle, başka bir yıldızdaki (Boötes'in alt devi) güneş tipi titreşimlerin ilk kez 1995 yılında güvenilir bir şekilde kaydedilmesi tesadüf değildir - neredeyse ilk ötegezegenin keşfiyle aynı anda. Bugün, benzer titreşimler zaten iki düzine yıldızda kaydedildi. Asterosismik gözlemler yıldızlardaki taşınımı incelemek için özellikle önemlidir. Bu sürecin teorisinde boşluklar var ve yıldızların bilgisayar modellerinde, konveksiyon parametrelerini yapay olarak ayarlayarak, tabiri caizse "elle" başlatılması gerekiyor. Elbette bu, Güneş benzeri yıldızların manyetik alanını “kontrol eden” ve evrimin ilerleyen aşamalarında onların fiziksel ve kimyasal yapılarını tamamen değiştiren mekanizmayı açıklamanın en iyi yolu değil. Asterosismoloji, Güneş'ten 10 kat daha büyük ve binlerce kat daha parlak olan bir tür mavi devin konveksiyonunun doğasını yaklaşık olarak belirlemeyi zaten mümkün kılmıştır. Bu yıldızlardaki salınımların uyarılmasının fiziksel temeli güneş değil, Sefeidlerle yaklaşık olarak aynıdır. Bu yıldızlar için dönüş hızının yarıçapa bağımlılığını belirlemek de mümkündü. Güneş gibi çekirdekleri de yüzeye yakın katmanlardan birkaç kat daha hızlı dönüyor.

Sıradan güneş benzeri yıldızlar için asterosismolojiyi kullanarak yalnızca temel parametreleri (kütle, yarıçap, yaş) ölçmek şu ana kadar mümkün. Ancak gerçekte bu çok fazla, çünkü daha önce hiçbir şekilde "ölçüm" almanın imkansız olduğu, tek yıldızların, yani çift sistemlere dahil olmayan özelliklerinden bahsediyoruz.

Astrosismik gözlemler yalnızca güneş benzeri yıldızlarla sınırlı değildir. Eski yıldız çekirdeklerindeki (gezegenimsi bulutsuların ve beyaz cücelerin merkezi yıldızları) titreşim çalışmaları çok ilginç olacağa benziyor. Bu nesnelerde alt toprak sadece katı değil, kristal halinde bile olabilir. Ve burada asterosismoloji, yalnızca yıldızların evrimi teorisini değil, aynı zamanda maddenin aşırı durumlardaki özelliklerini tanımlayan daha genel fizik dallarını da test etmek için fırsatlar yaratıyor.

Eksik Unsurlar Vakası

Günümüzde yıldız salınımlarına ilişkin gözlemlerin çoğu, yıldızların yapısı ve evrimi teorisiyle iyi bir uyum içindedir. Ancak bu elbette gelecekte bizi sürprizlerin beklemediği anlamına gelmiyor. Bir örnek Canis Minor'un alfası olan Procyon'un gözlemidir. Dünya gökyüzündeki en parlak yıldızlardan biri olan bu yıldız, 1991 yılında güneş tipi titreşimlerin işaretlerini gösteren ilk yıldız oldu (her ne kadar titreşimlerin kendisi olmasa da). Sonraki 10 yıl boyunca Procyon birkaç kez gözlemlendi, titreşimleri ilk önce basitçe doğrulandı ve ardından ayrıntılı olarak incelendi. 2003 yılında uzay asterosismoloji teleskobu MOST'un hedef listesindeki ilk yıldız oldu. Gözlemciler Procyon'u bir ay boyunca sürekli olarak izlediler... ve hiçbir titreşim bulamadılar. Ancak birçok yer tabanlı teleskopun katılımıyla ek bir gözlem kampanyası düzenlendikten sonra Procyon'un gerçekten titreştiği nihayet kanıtlandı, ancak bazı nedenlerden dolayı içindeki salınımlar Güneş'ten çok daha hızlı sönüyor. Sonuç olarak spektrumları daha karmaşık hale gelir ve gözlemlemek daha fazla çaba gerektirir.

Bu sorunlara rağmen ve bazı bakımlardan bu sorunlar nedeniyle asterosismoloji artık yükselişte. Neredeyse hiçbir büyük astronomi konferansı asterosismoloji bölümü olmadan tamamlanmaz. Asterosismologların kendi bilimsel dergileri (Asterosismolojide İletişim), kendi uzay teleskopları ve kendi yer tabanlı gözlem ağları vardır. Asterosismolojide, modern astronominin gerçekten küresel doğası özellikle açık bir şekilde ortaya çıkıyor. Yıldız salınımlarının frekanslarını güvenilir bir şekilde belirlemek için, saatlerce ve hatta günlerce süren gözlem seansları gerekir; bu, dünyanın dört bir yanına dağılmış teleskopların koordineli kullanımı olmadan imkansızdır. Artık bu tür gözlemler, iki düzine gözlemevinin "kamuya açık" teleskoplarını birleştiren Tüm Dünya Teleskobu konsorsiyumunun yardımıyla gerçekleştiriliyor. Rusya'da Terskol Zirvesi'ndeki (Kafkasya) gözlemevinin teleskopları çalışmalarına katılıyor. Dikkatlice planlanmış bir kampanya sırasında, mümkün olduğunca aynı nesnenin gözlemleri yapılır ve bunlar daha sonra tek bir gözlem dizisi halinde "birleştirilir". Her yarımkürede dört tane olmak üzere sekiz aletten oluşacak özel bir SONG teleskop ağı için planlar yapılıyor. Güneşi gözlemlemek için benzer bir ağ (GONG) zaten oluşturulmuş ve aktif olarak çalışıyor.