Грануляція на Сонце. Яскраві плями - висхідні потоки газу в сонячній фотосфері, темні «щілини» між ними - спадні. Фото: DDBJORN ENGVOLD ET. AL. ROYAL SWEDISH ACADEMY OF SCIENCES
Астрофізика досягла вражаючих успіхів в поясненні життя і смерті зірок. Однак тривають перевірка та уточнення теорії зоряної еволюції. Саме багатообіцяюче науковий напрямок в цій галузі - астросейсмологія. Вона досліджує внутрішню будову зірок по тремтіння газу на поверхні цих гігантських плазмових куль, іноді досить сильному, але частіше ледь вловимого.
Теорію зоряної еволюції можна вважати вершиною розвитку сучасної астрофізики. Спираючись на припущення про термоядерний джерелі енергії зірок, вона впевнено описує найтонші нюанси їхніх доль. І все ж хробак сумніву точить деяких дослідників. Адже ми бачимо тільки тонкий поверхневий шар зірки, і ніхто ніколи безпосередньо не спостерігав, як в серце зірки водень перетворюється в гелій.
Шанс зазирнути в зоряні надра дала виникла в 1960-х роках нейтринна астрономія. Завдяки високій проникаючої здатності народжуються в термоядерних реакціях нейтрино безперешкодно залишають сонячне ядро, несучи інформацію про протікають там процесах. Відкривався шлях підтвердження термоядерної гіпотези прямими спостереженнями. Однак реєстрований потік нейтрино виявився в кілька разів нижче, ніж передбачала «стандартна» модель Сонця. На рішення «проблеми сонячних нейтрино» пішло більше 30 років. І тільки на початку XXI століття було експериментально доведено, що на шляху до Землі нейтрино постійно перескакують між трьома станами, а перші нейтринні телескопи реєстрували тільки одне з них. Проблема успішно вирішилася, але вийшло так, що замість уточнення уявлень про джерела зоряної енергії, нейтрино телескопи уточнили властивості самих нейтрино.
Все це лише посилило бажання астрономів проникнути в таємницю зоряних надр. Тим більше що там крім термоядерних реакцій йдуть і інші цікаві процеси, наприклад обертання і конвективное перемішування величезних мас речовини. Ці глибинні руху тісно пов'язані з генерацією магнітного поля, яке на Сонце є основним джерелом поверхневої активності: спалахів, протуберанців, корональних викидів, що безпосередньо торкається наші земні інтереси. Але як проникнути всередину розпеченого плазмової кулі і дізнатися, що відбувається нехай навіть не в ядрі, а хоча б на відносно невеликій глибині?
дихання цефеїд
На перший погляд це завдання здається нерозв'язною. Тим часом методику дослідження недоступних надр вчені застосовують вже понад століття. Правда, навчання справді не астрономи, а геологи. Вони спостерігають за сейсмічними хвилями - коливаннями, які поширюються в тілі нашої планети після природних або штучних потрясінь. Швидкість хвиль залежить від параметрів середовища. Систематично спостерігаючи за ними, можна побудувати карту розподілу різних порід в земних надрах, які, незважаючи на відносну близькість, настільки ж недоступні для безпосереднього дослідження, як і надра Сонця. Але якщо вже тверда Земля буквально ворушиться у нас під ногами, не може чи щось подібне відбуватиметься з плазмовими кулями - зірками?
У 1894 році російський астроном Аристарх Білопольський вивчав знамениту зірку дельту Цефея, ту саму, за якою названо цілий клас змінних зір - цефеїд. Виявилося, що синхронно зі змінами блиску змінюється і положення ліній в спектрі зірки. Цей зсув природно було пояснити ефектом Доплера: коли джерело випромінювання наближається до нас, лінії в його спектрі «з'їжджають» в синю сторону, а коли віддаляється - в червону. Білопільський припустив, що цефеїди - це подвійні зірки, у яких змінність блиску пов'язана з періодичними взаємними затемненнями, а змінність швидкості вздовж променя зору - з орбітальним рухом зірок пари. Однак фізик Микола Умов, який був опонентом Білопільського на захист його дисертації, тоді ж висловив думку, що насправді рухається не вся зірка, а тільки її зовнішні шари.
Коливання всередині Сонця. Чорні лінії - акустичні хвилі стиснення і розширення газу (p-моди). Зміна параметрів речовини з глибиною змушує їх багаторазово повертатися до поверхні, відбиваючись від неї. Сірі лінії - гравітаційні коливання, хвилі підняття і опускання газу у власному гравітаційному полі (g-моди). На поверхні вони майже не проявляються
Гіпотеза Умова блискуче підтвердилася завдяки дослідженням англійського астрофізика Артура Еддінгтона, а в 1958 році радянський фізик Сергій Жевакин побудував теорію пульсації цефеїд. Вони дійсно «дихають»: розширюються і стискаються зі швидкостями, що досягають десятків кілометрів в секунду. Так що дельту Цефея можна вважати найпершим об'єктом, дослідженим методами астросейсмологія. Найпершим, але не найцікавішим. Справа в тому, що пульсації цефеідного типу охоплюють лише незначну частину маси зірки і для детального її вивчення не годяться. Та й виникають вони тільки в зірках з відповідними параметрами (температурою, щільністю, хімічним складом), в яких з будь-якого випадкового обурення розвиваються стійкі автоколивання. Але до чого призведе така ж випадкова обурення в зірці з «невідповідними» параметрами, яка може до пульсації цефеідного типу?
За такою зірці від місця обурення побіжить на всі боки хвиля, частина якої піде вглиб зірки, частина піде назовні, відіб'ється від поверхні зірки і знову заходиться всередину, перетне зірку наскрізь, знову відіб'ється, змішається з хвилями від інших збурень. А збурень таких багато: від конвективних течій, від спалахів на поверхні. В результаті вся зірка гуде, тремтить і стає бажаним об'єктом для сейсмічного дослідження!
Моди сонячної ряби
На деякий тремтіння спектральних ліній Сонця ще в 1913 році звернув увагу канадський астроном Джон Пласкетт. Однак справжня історія сейсмічних досліджень денного світила почалася в 1962 році, коли з'ясувалося, що лінії не просто тремтять, а відчувають коливання з періодом близько п'яти хвилин і амплітудою, відповідної розкиду швидкостей в кілька сотень метрів в секунду. Тобто по поверхні Сонця постійно гуляють хвилі висотою в десятки кілометрів. Деякий час їм не надавали великого значення, вважаючи локальним явищем, супроводжуючим вихід до поверхні конвективних потоків. Але до початку 1970-х років з'явилися детальні моделі внутрішньої будови Сонця, завдяки яким вдалося побачити (або почути?) В цих коливаннях відзвуки глобальної вібрації сонячної речовини. Точніше, п'ятихвилинні осциляції виявилися результатом складання окремих хвиль, або коливальних мод, повне число яких в спектрі сонячних пульсацій становить близько 10 мільйонів. Це акустичні коливання, тобто звичайні звукові хвилі, що представляють собою ущільнення газового середовища. Амплітуди окремих мод вкрай малі, але, складаючись, вони можуть взаємно значно посилювати один одного.
Акустичні пульсації поділяються на радіальні, при яких змінюється обсяг Сонця, і нерадіальними, які породжують хвилі на його поверхні. Радіальні пульсації споріднені коливань цефеїд. Вони викликаються хвилями, які йдуть вертикально вниз, проходять через центр Сонця, доходять до іншої його сторони, відбиваються від неї, знову проходять через центр і так далі. Тонкість, проте, в тому, що цефеїди (та й то не всі) коливаються в так званій фундаментальної моді, тобто роздуваються і стискуються як ціле, а «спокійні» зірки на кшталт Сонця при таких же пульсаціях поділяються по радіусу на безліч шарів, в яких стиснення і розширення чергуються: коливання відбуваються в обертонах.
Складніше йде справа з нерадіальними пульсаціями - тут вже мова йде про рух окремих «плям» на поверхні Сонця. Вони пов'язані з хвилями, які пішли вниз не вертикально, а під кутом. Через те що в надрах змінюється швидкість звуку, такі хвилі, досягнувши деякої глибини, розгортаються і повертаються до поверхні зірки недалеко від вихідної точки. Там хвиля знову відбивається і описує всередині Сонця чергову дугу. Чим сильніше вихідна хвиля відхилилася від вертикалі, тим менше глибина її занурення, частіше повернення до поверхні і дрібніше викликається нею «брижі» на поверхні Сонця.
Безперервно стежачи за цією брижами, можна побудувати спектр акустичних коливань Сонця і порівняти його з передбаченнями різних теоретичних моделей внутрішньої будови нашого світила. Причому неглибокі моди «прочісують» приповерхневих шари, а радіальні і близькі до них коливання несуть інформацію не тільки про умови в ядрі Сонця, а й про події на його протилежному боці. Завдяки цьому вдається фіксувати активні області до того, як вони вийдуть з-за краю сонячного лімба, а також стежити за ними вже після того, як вони сховаються з уваги.
Модель однією з мільйонів нерадіальними мод коливань на поверхні Сонця. Зміщення перебільшені більш ніж в 1000 разів (праворуч, фото: MSFC / NASA)
Резонансне акустичне коливання всередині Сонця. Різними кольорами показані області газу, зміщені в різних напрямках (зліва, фото: EUROPEAN SOUTHERN OBSERVATORY)
Анатомія сонячного вихору
Так, наприклад, виявилося, що швидше за все обертається речовина на глибині декількох десятків тисяч кілометрів під екватором. У конвективного зоні Сонця, де енергія виноситься наверх за рахунок перемішування газу, обертання носить складний характер: з глибиною кутова швидкість на екваторі зменшується, а поблизу полюсів зростає. Ядро Сонця обертається як тверде тіло, тобто в ньому кутова швидкість від відстані до центру вже не залежить. А на відстані в 500 тисяч кілометрів від центру розташований тонкий шар - тахоклін, виконуючий роль мастила між ядром і нижньою межею конвективного зони. Передбачається, що саме він відповідає за магнітну активність Сонця.
Про обертання речовини в самому центрі Сонця, в радіусі менше 200 тисяч кілометрів, поки толком сказати нічого. Акустичні моди тут мало що можуть підказати, і тому великі надії покладаються на ще один вид коливань - так звані гравітаційні моди. У них роль рушійної сили грає не тиск, як у акустичних модах, а підйом і опускання речовини в поле тяжіння ядра зірки. На відміну від акустичних мод, зосереджених в основному біля поверхні, гравітаційні моди «грають» в центрі. Саме в них зашифровані таємниці сонячного ядра. На жаль, з наближенням до поверхні вони швидко згасають. На сьогодні є лише одне спостереження, в якому їх начебто вдалося зафіксувати, і з нього випливає, що внутрішнє ядро Сонця обертається мало не в п'ять разів швидше зовнішнього ядра. Але ці результати ще потребують додаткової перевірки.
Модель магнітних полів в конвективної зоні, що визначають активність Сонця. В синіх областях поле направлено на схід, в червоних - на захід (ліворуч, фото: HAO / UCAR) і модель конвекції біля поверхні Сонця в області глибиною 20 і шириною 48 мегаметров. Червоні лінії - висхідні потоки, сині - низхідні (праворуч, фото: CHRIS HENZE / NASA)
Спасибі екзопланетчікам
Сонце, при всій його важливості для нас, - лише одна зірка, одна точка на графіку. Для спільної перевірки теорії зоряної еволюції цього явно недостатньо. Однак вивчення коливань інших зірок - дуже складне завдання. На Сонці максимальна амплітуда коливань швидкості в одній моді становить 15-20 см / с. Виміряти настільки крихітні зрушення ліній можна поки лише в спектрах найближчих (і тому яскравих) зірок, та й то при використанні кращих спектрографів. Втім, іноді можна обійтися і без спектрів. Пульсації зірки супроводжуються не тільки «танцем» спектральних ліній, а й невеликими варіаціями блиску. Чільну роль в астросейсмологія грають частоти пульсацій, і часом не так важливо, з якого саме спостерігається параметру зірки вони визначені. Тому замість трудомісткою спектроскопії в деяких випадках можна проводити більш економічну фотометрію, тобто замість вимірювання окремих ліній в спектрі контролювати лише загальну яскравість зірки. Правда, і це нелегке завдання, тому що коливання блиску дуже малі - 0,1% і менше, а значить, потрібні дуже чутливі приймачі випромінювання.
Для звичайних сонцеподібних зірок за допомогою астросейсмологія вдається поки виміряти тільки базові параметри - масу, радіус, вік. Але в дійсності і це дуже багато, адже мова йде про характеристики одиночних, тобто не входять в подвійні системи зірок, з яких перш ніякими способами не можна було зняти «мірку».
Астросейсміческіе спостереження не обмежуються сонцеподібними зірками. Дуже цікавими обіцяють стати дослідження пульсацій в колишніх зіркових ядрах - центральних зірках планетарних туманностей і білих карликів. У цих об'єктах надра можуть знаходитися не просто в твердому, але навіть в кристалічному стані. І тут астросейсмологія відкриває можливості для тестування не тільки теорії зоряної еволюції, але і більш загальних розділів фізики, що описують властивості речовини в екстремальних станах.
Справа про зниклих елементах
Незважаючи на ці проблеми, а в чомусь і завдяки їм, астросейсмологія зараз знаходиться на підйомі. Практично жодна велика астрономічна конференція не обходиться без астросейсмологіческой секції. У астросейсмологія є свій науковий журнал (Communications in Asteroseismology), свої космічні телескопи, свої наземні спостережні мережі. У астросейсмологія особливо наочним стає істинно глобальний характер сучасної астрономії. Для надійного визначення частот зіркових коливань необхідні багатогодинні і навіть багатоденні сеанси спостережень, що неможливо без узгодженого використання телескопів, розкиданих по всій земній кулі. Зараз такі спостереження проводяться за допомогою консорціуму всеземної телескопа (Whole Earth Telescope), що об'єднує телескопи «загального користування» двох десятків обсерваторій. У Росії в його роботі беруть участь телескопи обсерваторії на піку Терскол (Кавказ). В ході ретельно спланованої кампанії при першій-ліпшій можливості проводяться спостереження одного і того ж об'єкта, які потім «зшиваються» в один наглядова ряд. У розробці знаходяться плани створення спеціалізованої мережі телескопів SONG, яка буде складатися з восьми інструментів, по чотири в кожній півкулі. Подібна мережа для спостережень Сонця (GONG) вже створена і активно працює.
Надзвичайно перспективна Антарктида, де найкращі на Землі умови для тривалих астрономічних спостережень. До неї давно вже придивляються не тільки астросейсмологія, а й представники інших галузей астрономії. В Європі є проект установки 40-сантиметрового астросейсмографа SIAMOIS на франко-італійської станції Конкордія.
Так що перспективи у геліо- і астросейсмологія дуже райдужні. Першу надихають практичні потреби, пов'язані з інтересом до природи сонячної активності, другу - прагнення здійснити мрію одного з основоположників теорії зоряної еволюції, Артура Еддінгтона, і зрозуміти, нарешті, «таку просту річ, як зірка».