• Перевод

Примеры телескопов (функционирующих на февраль 2013), работающих на длинах волн по всему электромагнитному спектру. Обсерватории расположены над или под той частью спектра, которую они обычно наблюдают.

Когда в 1990-м был запущен космический телескоп Хаббл, с его помощью мы собирались провести целый вагон измерений. Мы собирались увидеть отдельные звёзды в дальних галактиках, которых до этого не видели; измерить глубокую Вселенную так, как до этого не получалось; заглянуть в регионы звёздного формирования и увидеть туманности в беспрецедентном разрешении; поймать извержения на лунах Юпитера и Сатурна так подробно, как не получалось ранее. Но самыми крупными открытиями – тёмная энергия, сверхмассивные чёрные дыры, экзопланеты, протопланетные диски – стали непредвиденные. Продолжится ли эта тенденция с телескопами Джеймс Уэбб и WFIRST? Наш читатель спрашивает:

Без фантазий по поводу какой-то радикально новой физики, какие результаты от Уэбба и WFIRST смогут больше всего удивить вас?

Чтобы сделать подобное предсказание, нам необходимо знать, на какие измерения способны эти телескопы.



Законченный и выведенный в космос телескоп Джеймс Уэбб в представлении художника. Обратите внимание на пятислойную защиту телескопа от солнечного жара

Джеймс Уэбб – космический телескоп нового поколения, который запустят в октябре 2018 [С момента написания оригинала статьи дату запуска перенесли на март-июнь 2019 года – прим. перев.]. После полного ввода в строй и охлаждения он станет самой мощной обсерваторией в истории человечества. Его диаметр составит 6,5 м, светосила превысит Хаббловскую в семь раз, а разрешение – почти в три раза. Он будет покрывать длины олн от 550 до 30 000 нм – от видимого света до инфракрасного. Он сможет измерять цвета и спектры всех наблюдаемых объектов, доводя до предела пользу от практически каждого поступившего в него фотона. Его расположение в космосе позволит нам увидеть всё в пределах воспринимаемого им спектра, а не только те волны, для которых атмосфера оказывается частично прозрачной.

Концепция спутника WFIRST, запуск которого запланирован на 2024 год. Он должен будет снабдить нас самыми точными измерениями тёмной энергии и другими невероятными космическими открытиями

WFIRST – главная миссия НАСА на 2020-е года, и в данный момент её запуск назначен на 2024-й. Телескоп не будет крупным, инфракрасным, не будет покрывать что-то кроме того, что не может сделать Хаббл. Он просто будет делать это лучше и быстрее. Насколько лучше? Хаббл, изучая определённый участок неба, собирает свет со всего поля зрения, и способен фотографировать туманности, планетные системы, галактики, скопления галактик, просто собирая много изображений и сшивая их вместе. WFIRST будет делать то же самое, но с полем зрения в 100 раз больше. Иначе говоря, всё, что может делать Хаббл, WFIRST сможет сделать в 100 раз быстрее. Если мы возьмём те же наблюдения, что были сделаны во время эксперимента Hubble eXtreme Deep Field, когда Хаббл наблюдал за одним и тем же участком неба 23 дня и обнаружил там 5500 галактик, то WFIRST нашёл бы за это время больше полумиллиона.

Изображение с эксперимента Hubble eXtreme Deep Field, глубочайшего из наших наблюдений Вселенной на сегодня

Но нас больше всего интересуют не те, известные нам вещи, которые мы откроем при помощи двух этих прекрасных обсерваторий, а те, о которых мы пока ничего не знаем! Главное, что нужно для ожидания этих открытий – хорошее воображение, представление о том, что мы можем ещё найти, и понимание технической чувствительности этих телескопов. Для того, чтобы Вселенная произвела революцию в нашем мышлении, вовсе необязательно, чтобы открытые нами сведения радикально отличались от известных нам. И вот семь кандидатов на то, что могут открыть Джеймс Уэбб и WFIRST!

Сравнение размеров недавно открытых планет, вращающихся вокруг тусклой красной звезды TRAPPIST-1 с галилеевыми спутниками Юпитера и внутренней Солнечной системы. Все планеты, найденные у TRAPPIST-1, размерами схожи с Землёй, но звезда по размеру лишь приближается к Юпитеру.

1) Богатая кислородом атмосфера в потенциально обитаемом мире земного размера. Год назад поиск миров земного размера в обитаемых зонах солнцеподобных звёзд был на пике. Но открытие Проксимы b, и семи миров земного размера вокруг TRAPPIST-1, миры земного размера, вращающиеся вокруг небольших красных карликов, породили бурю острых разногласий. Если эти миры обитаемые, и если у них есть атмосфера, то сравнительно большой размер Земли по сравнению с размером их звёзд говорит о том, что во время транзита мы сможем измерить содержание их атмосферы! Поглощающий эффект молекул – диоксида углерода, метана и кислорода – может дать первые непрямые свидетельства наличия жизни. Джеймс Уэбб сможет увидеть это, и результаты могут потрясти мир!

Сценарий Большого разрыва разыграется, если мы обнаружим увеличение силы тёмной энергии во времени

2) Свидетельство непостоянности тёмной энергии и возможное наступление Большого разрыва. Одна из главных научных целей WFIRST – наблюдать за звёздами на очень больших расстояниях в поисках сверхновых типа Ia. Эти же события позволили нам открыть тёмную энергию, но вместо десятков или сотен он будет собирать информацию о тысячах событий, расположенных на огромных расстояниях. И он позволит нам измерить не только скорость расширения Вселенной но и изменение этой скорости во времени, с точностью, в десять раз превышающей сегодняшнюю. Если тёмная энергия отличается от космологической константы хотя бы на 1%, мы её найдём. А если она всего на 1% больше по модулю, чем отрицательное давление космологической константы, наша Вселенная закончится Большим разрывом. Это точно станет сюрпризом, но Вселенная у нас одна, и нам пристало слушать, что она готова сообщить о себе.

Самая удалённая из известных на сегодня галактик, подтверждённая Хабблом посредством спектроскопии, видна нам такой, какой она была, когда Вселенной было всего 407 млн лет

3) Звёзды и галактики с более ранних времён, чем предсказывают наши теории. Джеймс Уэбб своими инфракрасными глазами сможет заглянуть в прошлое, когда Вселенной было 200-275 млн лет – всего 2% от её текущего возраста. Это должно захватить большую часть первых галактик и поздний этап формирования первых звёзд, но мы можем найти и свидетельства того, что предыдущие поколения звёзд и галактик существовали ещё раньше. Если выйдет так, то это будет значить, что гравитационный рост со времени появления реликтового излучения (380 000 лет) до формирования первых звёзд проходил как-то не так. Это однозначно будет интересная проблема!

Ядро галактики NGC 4261, как и ядра огромного числа галактик, демонстрирует признаки наличия сверхмассивной чёрной дыры, как в инфракрасном, так и в рентгеновском диапазонах

4) Сверхмассивные чёрные дыры, появившиеся до первых галактик. До самых отдалённых моментов прошлого, которые нам удалось измерить, до тех времён, когда Вселенной было порядка миллиарда лет, галактики содержат в себе сверхмассивные чёрные дыры. Стандартная теория говорит о том, что эти чёрные дыры зародились из первых поколений звёзд, сливавшихся вместе и падавших в центр скоплений, а затем накопивших материю и превратившихся в сверхмассивные ЧД. Стандартная надежда состоит в том, чтобы найти подтверждения этой схеме, и находящиеся на ранних стадиях роста чёрные дыры, но неожиданностью будет, если мы найдём их уже полностью сформированными в этих очень ранних галактиках. Джеймс Уэбб и WFIRST смогут пролить свет на эти объекты, и обнаружение их в любом виде станет серьёзным научным прорывом!

Обнаруженные Кеплером планеты, отсортированные по размеру, по состоянию на май 2016 года, когда выпустили крупнейшую выборку новых экзопланет. Чаще всего встречаются миры чуть больше Земли и чуть меньше Нептуна, но миры малой массы просто могут быть не видны для Кеплера

5) Экзопланеты малой массы, всего 10% от земной, могут быть самыми распространёнными. Это специальность WFIRST: поиск микролинзирования на больших участков неба. Когда звезда проходит перед другой звездой, с нашей точки зрения, искривление пространства порождает увеличивающий эффект, с предсказуемым увеличением и последующим уменьшением яркости. Наличие планет в системе, находившейся на переднем плане, изменит световой сигнал и позволит нам распознать их с улучшенной точностью, распознающей массы меньшие, чем это может сделать любой другой из методов. При помощи WFIRST мы прозондируем все планеты вплоть до массы, составляющей 10% от земной – планеты размером с Марс. Чаще ли встречаются марсоподобные миры, чем землеподобные? WFIRST может помочь нам это выяснить!

Иллюстрация CR7, первой из обнаруженных галактик, содержащих звёзды населения III, первые из звёзд во Вселенной. Джеймс Уэбб может сделать реальную фотографию этой и других таких галактик

6) Первые звёзды могут оказаться более массивными, чем те, что существуют сейчас. Изучая первые звёзды, мы уже знаем, что они сильно отличаются от нынешних: они почти на 100% состояли из чистых водорода и гелия, без иных элементов. Но иные элементы играют важную роль в охлаждении, излучении и предотвращении появления слишком крупных звёзд на ранних этапах. Крупнейшая из известных сегодня звёзд находится в туманности Тарантул , и по массе превышает Солнце в 260 раз. Но в ранней Вселенной могли встречаться звёзды в 300, 500 и даже 1000 раз тяжелее Солнца! Джеймс Уэбб должен дать нам возможность это выяснить, и может рассказать нам что-нибудь удивительное по поводу самых ранних звёзд Вселенной.

Истечение газа в карликовых галактиках происходит во время активного формирования звёзд, из-за чего обычная материя улетает, а тёмная – остаётся

7) Тёмная материя может не так сильно доминировать в первых галактиках, как в сегодняшних. Мы, вероятно, наконец, сможем измерить галактики в отдалённых частях Вселенной и определить, меняется ли соотношение обычной материи и тёмной. При интенсивном формировании новых звёзд из галактики утекает обычная материя, если только галактика не очень крупная – а значит, в ранних, тусклых галактиках, должно быть больше нормальной материи по отношению к тёмной, чем в тусклых галактиках, находящихся недалеко от нас. Такое наблюдение подтвердит текущее представление о тёмной материи и ударит по теориям модифицированной гравитации; противоположное наблюдение может опровергнуть теорию тёмной материи. Джеймс Уэбб сможет с этим справиться, но по-настоящему всё прояснит накопленная статистика наблюдений WFIRST.

Представление художника о том, как может выглядеть Вселенная при формировании первых звёзд

Всё это – лишь возможности, и таких возможностей слишком много, чтобы их можно было тут перечислить. Весь смысл наблюдений, накопления данных и проведения научных изысканий состоит в том, что мы не знаем, как устроена Вселенная, пока не зададим правильные вопросы, которые помогут нам это выяснить. Джеймс Уэбб сконцентрируется на четырёх главных вопросах: первый свет и реионизация , сбор и рост галактик, рождение звёзд и формирование планет, а также поиск планет и происхождения жизни. WFIRST сконцентрируется на тёмной энергии, сверхновых, барионных акустических осцилляциях , экзопланетах – как с микролинзированием, так и с прямым наблюдением, и на наблюдениях за крупными участками неба в близком к инфракрасному диапазоне, которые сильно превзойдут возможности таких предыдущих обсерваторий, как 2MASS и WISE.

Инфракрасная карта всего неба, полученная космическим аппаратом WISE. WFIRST серьёзно превзойдёт пространственное разрешение и глубину резкости, доступные для WISE, что позволит нам заглянуть глубже и дальше

Мы потрясающе хорошо понимаем сегодняшнюю Вселенную, но вопросы, ответы на которые получат James Webb и WFIRST, задаются только сегодня, на основании уже изученного нами. Может оказаться, что на всех этих фронтах не окажется никаких сюрпризов, но более вероятно то, что мы не только обнаружим сюрпризы, но и то, что наши догадки об их природе окажутся совершенно неверными. Часть научного интереса состоит в том, что ты никогда не знаешь, когда или как Вселенная удивит тебя, открыв нечто новое. А когда она это делает, наступает величайшая возможность всего передового человечества: она позволяет нам узнать что-то совершенно новое, и меняет то, как мы понимаем нашу физическую реальность.

вселенная

Добавить метки

Астрофизика достигла впечатляющих успехов в объяснении жизни и смерти звезд. Однако продолжаются проверка и уточнение теории звездной эволюции. Самое многообещающее научное направление в этой области - астросейсмология. Она исследует внутреннее строение звезд по дрожанию газа на поверхности этих гигантских плазменных шаров, иногда довольно сильному, но чаще едва уловимому.

Теорию звездной эволюции можно считать вершиной развития современной астрофизики. Опираясь на предположение о термоядерном источнике энергии звезд, она уверенно описывает тончайшие нюансы их судеб. И все же червь сомнения точит некоторых исследователей. Ведь мы видим только тонкий поверхностный слой звезды, и никто никогда непосредственно не наблюдал, как в сердце звезды водород превращается в гелий.

Шанс заглянуть в звездные недра дала возникшая в 1960-х годах нейтринная астрономия. Благодаря высочайшей проникающей способности рождающиеся в термоядерных реакциях нейтрино беспрепятственно покидают солнечное ядро, неся информацию о протекающих там процессах. Открывался путь подтверждения термоядерной гипотезы прямыми наблюдениями. Однако регистрируемый поток нейтрино оказался в несколько раз ниже, чем предсказывала «стандартная» модель Солнца. На решение «проблемы солнечных нейтрино» ушло больше 30 лет. И только в начале XXI века было экспериментально доказано, что на пути к Земле нейтрино постоянно перескакивают между тремя состояниями, а первые нейтринные телескопы регистрировали только одно из них. Проблема успешно разрешилась, но получилось так, что вместо уточнения представлений об источниках звездной энергии, нейтринные телескопы уточнили свойства самих нейтрино.

Все это лишь усилило желание астрономов проникнуть в тайну звездных недр. Тем более что там помимо термоядерных реакций идут и другие интересные процессы, например вращение и конвективное перемешивание огромных масс вещества. Эти глубинные движения тесно связаны с генерацией магнитного поля, которое на Солнце служит главным источником поверхностной активности: вспышек, протуберанцев, корональных выбросов, непосредственно затрагивающих наши земные интересы. Но как проникнуть внутрь раскаленного плазменного шара и узнать, что происходит пусть даже не в ядре, а хотя бы на относительно небольшой глубине?

Дыхание цефеид

На первый взгляд эта задача кажется неразрешимой. Между тем методику исследования недоступных недр ученые применяют уже более столетия. Правда, ученые эти не астрономы, а геологи. Они наблюдают за сейсмическими волнами - колебаниями, которые распространяются в теле нашей планеты после естественных или искусственных встрясок. Скорость волн зависит от параметров среды. Систематически наблюдая за ними, можно построить карту распределения различных пород в земных недрах, которые, несмотря на относительную близость, столь же недоступны для непосредственного исследования, как и недра Солнца. Но раз уж твердая Земля буквально шевелится у нас под ногами, не может ли что-то подобное происходить с плазменными шарами - звездами?

В 1894 году российский астроном Аристарх Белопольский изучал знаменитую звезду дельту Цефея, ту самую, по которой назван целый класс переменных звезд - цефеид. Оказалось, что синхронно с изменениями блеска меняется и положение линий в спектре звезды. Этот сдвиг естественно было объяснить эффектом Доплера: когда источник излучения приближается к нам, линии в его спектре «съезжают» в синюю сторону, а когда удаляется - в красную. Белопольский предположил, что цефеиды - это двойные звезды, у которых переменность блеска связана с периодическими взаимными затмениями, а переменность скорости вдоль луча зрения - с орбитальным движением звезд пары. Однако физик Николай Умов, который был оппонентом Белопольского на защите его диссертации, тогда же высказал мысль, что на самом деле движется не вся звезда, а только ее внешние слои.

Догадка Умова блестяще подтвердилась благодаря исследованиям английского астрофизика Артура Эддингтона, а в 1958 году советский физик Сергей Жевакин построил теорию пульсации цефеид. Они действительно «дышат»: расширяются и сжимаются со скоростями, достигающими десятков километров в секунду. Так что дельту Цефея можно считать самым первым объектом, исследованным методами астросейсмологии. Самым первым, но не самым интересным. Дело в том, что пульсации цефеидного типа охватывают лишь незначительную часть массы звезды и для детального ее изучения не годятся. Да и возникают они только в звездах с подходящими параметрами (температурой, плотностью, химическим составом), в которых из любого случайного возмущения развиваются устойчивые автоколебания. Но к чему приведет такое же случайное возмущение в звезде с «неподходящими» параметрами, не способной к пульсации цефеидного типа?

По такой звезде от места возмущения побежит во все стороны волна, часть которой уйдет вглубь звезды, часть пойдет наружу, отразится от поверхности звезды и снова устремится внутрь, пересечет звезду насквозь, опять отразится, смешается с волнами от других возмущений. А возмущений таких много: от конвективных течений, от вспышек на поверхности... В результате вся звезда гудит, подрагивает и становится желанным объектом для сейсмического исследования!

Моды солнечной ряби

На некоторое подрагивание спектральных линий Солнца еще в 1913 году обратил внимание канадский астроном Джон Пласкетт. Однако настоящая история сейсмических исследований дневного светила началась в 1962 году, когда выяснилось, что линии не просто подрагивают, а испытывают колебания с периодом около пяти минут и амплитудой, соответствующей разбросу скоростей в несколько сотен метров в секунду. То есть по поверхности Солнца постоянно гуляют волны высотой в десятки километров. Некоторое время им не придавали большого значения, считая локальным явлением, сопровождающим выход к поверхности конвективных потоков. Но к началу 1970-х годов появились детальные модели внутреннего строения Солнца, благодаря которым удалось увидеть (или услышать?) в этих колебаниях отзвуки глобальной вибрации солнечного вещества. Точнее, пятиминутные осцилляции оказались результатом сложения отдельных волн, или колебательных мод, полное число которых в спектре солнечных пульсаций составляет порядка 10 миллионов. Это акустические колебания, то есть обычные звуковые волны, представляющие собой уплотнения газовой среды. Амплитуды отдельных мод крайне малы, но, складываясь, они могут взаимно значительно усиливать друг друга.

Акустические пульсации разделяются на радиальные, при которых меняется объем Солнца, и нерадиальные, порождающие волны на его поверхности. Радиальные пульсации родственны колебаниям цефеид. Они вызываются волнами, которые уходят вертикально вниз, проходят через центр Солнца, доходят до другой его стороны, отражаются от нее, снова проходят через центр и так далее. Тонкость, однако, в том, что цефеиды (да и то не все) колеблются в так называемой фундаментальной моде, то есть раздуваются и сжимаются как целое, а «спокойные» звезды вроде Солнца при таких же пульсациях разделяются по радиусу на множество слоев, в которых сжатие и расширение чередуются: колебания происходят в обертонах.

Сложнее обстоит дело с нерадиальными пульсациями - тут уже речь идет о движении отдельных «пятен» на поверхности Солнца. Они связаны с волнами, которые ушли вниз не вертикально, а под углом. Из-за того что в недрах меняется скорость звука, такие волны, достигнув некоторой глубины, разворачиваются и возвращаются к поверхности звезды недалеко от исходной точки. Там волна снова отражается и описывает внутри Солнца очередную дугу. Чем сильнее исходная волна отклонилась от вертикали, тем меньше глубина ее погружения, чаще возвраты к поверхности и мельче вызываемая ею «рябь» на поверхности Солнца.

Непрерывно следя за этой рябью, можно построить спектр акустических колебаний Солнца и сравнить его с предсказаниями различных теоретических моделей внутреннего строения нашего светила. Причем неглубокие моды «прочесывают» приповерхностные слои, а радиальные и близкие к ним колебания несут информацию не только об условиях в ядре Солнца, но и о событиях на его противоположной стороне. Благодаря этому удается фиксировать активные области до того, как они выйдут из-за края солнечного лимба, а также следить за ними уже после того, как они скроются из виду.

Анатомия солнечного вихря

За последние 30 лет гелиосейсмологи смогли получить детальные сведения о распределении плотности, температуры и содержании гелия в солнечных недрах. Содержание гелия характеризует степень переработки водородного топлива солнечным термоядерным реактором. По нему можно оценить, что возраст нашего светила составляет 4,65 миллиарда лет. Это прекрасно согласуется с данными о возрасте Земли, которые получены совершенно независимым методом - по распаду радиоактивных элементов. Одним из первых результатов телескопических наблюдений, сделанных еще в XVII веке, стало определение скорости вращения Солнца по движению пятен на его поверхности. Экваториальные области делают оборот за 25 суток. С ростом широты период увеличивается, достигая у полюсов 38 суток. Но о том, как вращается Солнце внутри, до появления гелиосейсмологии можно было только догадываться. Теперь же все стало ясно: движение вещества в солнечных недрах сносит (икажает) проходящие по нему акустические волны, причем по-разному на различных расстояниях до центра. И в общей картине колебаний на поверхности Солнца появляются дополнительные частоты, по которым и определяется скорость вращения на глубине, куда проникает соответствующая мода.

Так, например, оказалось, что быстрее всего вращается вещество на глубине нескольких десятков тысяч километров под экватором. В конвективной зоне Солнца, где энергия выносится наверх за счет перемешивания газа, вращение носит сложный характер: с глубиной угловая скорость на экваторе убывает, а вблизи полюсов растет. Ядро Солнца вращается как твердое тело, то есть в нем угловая скорость от расстояния до центра уже не зависит. А на расстоянии в 500 тысяч километров от центра расположен узкий слой - тахоклин, исполняющий роль смазки между ядром и нижней границей конвективной зоны. Предполагается, что именно он отвечает за магнитную активность Солнца.

О вращении вещества в самом центре Солнца, в радиусе менее 200 тысяч километров, пока толком сказать нечего. Акустические моды здесь мало что могут подсказать, и потому большие надежды возлагаются на еще один вид колебаний - так называемые гравитационные моды. В них роль движущей силы играет не давление, как в акустических модах, а подъем и опускание вещества в поле тяготения ядра звезды. В отличие от акустических мод, сосредоточенных в основном у поверхности, гравитационные моды «играют» в центре. Именно в них зашифрованы тайны солнечного ядра. К сожалению, с приближением к поверхности они быстро затухают. На сегодня есть лишь одно наблюдение, в котором их как будто удалось зафиксировать, и из него следует, что внутреннее ядро Солнца вращается чуть ли не в пять раз быстрее внешнего ядра. Но эти результаты еще нуждаются в дополнительной проверке.

Спасибо экзопланетчикам

Солнце, при всей его важности для нас, - лишь одна звезда, одна точка на графике. Для общей проверки теории звездной эволюции этого явно недостаточно. Однако изучение колебаний других звезд - очень сложная задача. На Солнце максимальная амплитуда колебаний скорости в одной моде составляет 15-20 см/с. Измерить столь крохотные сдвиги линий можно пока лишь в спектрах ближайших (и потому ярких) звезд, да и то при использовании лучших спектрографов. Впрочем, иногда можно обойтись и без спектров. Пульсации звезды сопровождаются не только «пляской» спектральных линий, но и небольшими вариациями блеска. Главенствующую роль в астросейсмологии играют частоты пульсаций, и порой не так важно, по какому именно наблюдаемому параметру звезды они определены. Поэтому вместо трудоемкой спектроскопии в некоторых случаях можно проводить более экономичную фотометрию, то есть вместо измерения отдельных линий в спектре контролировать лишь общую яркость звезды. Правда, и это нелегкая задача, так как колебания блеска очень малы - 0,1% и меньше, а значит, нужны очень чувствительные приемники излучения.

К счастью, таких чувствительных приборов в последнее время становится все больше - они требуются для бурно развивающихся исследований планет, находящихся вне Солнечной системы (их тоже обнаруживают по небольшим колебаниям спектральных линий и блеска звезд). И хотя «общественную» славу таким приборам, как спектрографы HARPS (Европейская южная обсерватория, Чили) и HIRES (Обсерватория им. Кека, Гавайские о-ва, США) или космические фотометрические телескопы COROT и «Кеплер», принесли обнаруженные с их помощью экзопланеты, для специалистов не менее, а может быть, и более важен вклад этих инструментов в астросейсмические исследования. Так что неслучайно пульсации солнечного типа у другой звезды (субгиганта эты Волопаса) были впервые достоверно зарегистрированы в 1995 году - почти одновременно с открытием первой экзопланеты. Сегодня подобные пульсации зафиксированы уже у двух десятков звезд. Особенно важны астросейсмические наблюдения для исследования конвекции в звездах. В теории этого процесса есть пробелы, и в компьютерных моделях звезд его приходится запускать, так сказать, «руками», искусственно задавая параметры конвекции. Это, конечно, не лучший способ учитывать действие механизма, который «управляет» магнитным полем солнцеподобных звезд, а на более поздних стадиях эволюции полностью меняет их физическую и химическую структуру. Астросейсмология уже позволила приблизительно определять характер конвекции для одной разновидности голубых гигантов, которые в 10 раз массивнее и в тысячи раз ярче Солнца. Физическая основа возбуждения колебаний у этих звезд не солнечная, а примерно такая же, как у цефеид. У этих звезд также удалось определить зависимость скорости вращения от радиуса. Как и у Солнца, ядро у них вращается в несколько раз быстрее слоев, лежащих ближе к поверхности.

Для обычных солнцеподобных звезд при помощи астросейсмологии удается пока измерить только базовые параметры - массу, радиус, возраст. Но в действительности и это очень много, ведь речь идет о характеристиках одиночных, то есть не входящих в двойные системы звезд, с которых прежде никакими способами нельзя было снять «мерку».

Астросейсмические наблюдения не ограничиваются солнцеподобными звездами. Очень интересными обещают стать исследования пульсаций в бывших звездных ядрах - центральных звездах планетарных туманностей и белых карликах. В этих объектах недра могут находиться не просто в твердом, но даже в кристаллическом состоянии. И здесь астросейсмология открывает возможности для тестирования не только теории звездной эволюции, но и более общих разделов физики, описывающих свойства вещества в экстремальных состояниях.

Дело о пропавших элементах

На сегодня большая часть наблюдений звездных осцилляций хорошо согласуется с теорией строения и эволюции звезд. Но это, конечно, не означает, что в будущем нас не поджидают сюрпризы. В качестве примера можно привести наблюдения Проциона - альфы Малого Пса. Эта звезда, одна из самых ярких на земном небе, стала в 1991 году первой, у которой обнаружились признаки пульсаций солнечного типа (хотя и не сами пульсации). На протяжении следующих 10 лет Процион неоднократно наблюдался, его пульсации были сначала просто подтверждены, а потом и подробно изучены. В 2003 году он стал первой звездой в списке целей для космического астросейсмологического телескопа MOST. Наблюдатели непрерывно следили за Проционом в течение месяца... и никаких пульсаций не обнаружили. Лишь после организации дополнительной наблюдательной кампании с участием многих наземных телескопов было окончательно доказано, что Процион действительно пульсирует, но по каким-то причинам колебания в нем затухают гораздо быстрее, чем на Солнце. В результате их спектр усложняется, и для его наблюдений требуется гораздо больше усилий.

Есть и еще одно темное облачко на чистом и ясном небосклоне гелиосейсмологии. Высококачественные спектры Солнца, полученные несколько лет назад, как будто бы указывают, что на Солнце гораздо меньше тяжелых элементов, чем принято думать. Если до 2005 года считалось, что суммарная масса углерода, азота, кислорода, неона и прочих более тяжелых элементов составляет примерно 2,7% от массы водорода, то теперь эта оценка сократилась до 1,6%. Казалось бы, какая разница, сколько там этих примесей: полтора процента или три? Однако в моделях Солнца с «новым» химическим составом нижняя граница конвективной зоны поднимается с 500 тысяч километров от центра звезды до 510 тысяч. Разница составляет около 1,5% от солнечного радиуса, но она приводит к полному рассогласованию с гелиосейсмическими данными. С 2005 года и по настоящее время не прекращаются попытки помирить гелиосейсмологию со спектроскопией, но результата они пока не принесли. Впрочем, сама величина этого рассогласования дает представление о том, на каком уровне точности происходит сейчас изучение строения Солнца.

Несмотря на эти проблемы, а в чем-то и благодаря им, астросейсмология сейчас находится на подъеме. Практически ни одна крупная астрономическая конференция не обходится без астросейсмологической секции. У астросейсмологов есть свой научный журнал (Communications in Asteroseismology), свои космические телескопы, свои наземные наблюдательные сети. В астросейсмологии особенно наглядным становится истинно глобальный характер современной астрономии. Для надежного определения частот звездных колебаний необходимы многочасовые и даже многодневные сеансы наблюдений, что невозможно без согласованного использования телескопов, разбросанных по всему земному шару. Сейчас такие наблюдения проводятся при помощи консорциума Всеземного телескопа (Whole Earth Telescope), объединяющего телескопы «общего пользования» двух десятков обсерваторий. В России в его работе принимают участие телескопы обсерватории на пике Терскол (Кавказ). В ходе тщательно спланированной кампании при любой возможности проводятся наблюдения одного и того же объекта, которые затем «сшиваются» в один наблюдательный ряд. В разработке находятся планы создания специализированной сети телескопов SONG, которая будет состоять из восьми инструментов, по четыре в каждом полушарии. Подобная сеть для наблюдений Солнца (GONG) уже создана и активно работает.

Чрезвычайно перспективна Антарктида, где наилучшие на Земле условия для длительных астрономических наблюдений. К ней давно уже присматриваются не только астросейсмологи, но и представители других отраслей астрономии. В Европе есть проект установки 40-сантиметрового астросейсмографа SIAMOIS на франко-итальянской станции Конкордия.

Так что перспективы у гелио- и астросейсмологии самые радужные. Первую вдохновляют практические нужды, связанные с интересом к природе солнечной активности, вторую - стремление осуществить мечту одного из основоположников теории звездной эволюции, Артура Эддингтона, и понять, наконец, «такую простую вещь, как звезда».

Впервые астрономам удалось заглянуть в сердце взрывающейся звезды в последние минуты ее существования. Это смог сделать космический телескоп жесткого рентгеновского диапазона NuSTAR. Ему удалось сделать снимки радиоактивного титана в останках сверхновой Cassiopeia A, которые стали видны с Земли в тот момент, когда взорвалась звезда в 1671 году.

Подобная работа – основная для миссии NuSTAR, запущенной в июне 2012 года для того, чтобы измерять жесткое рентген-излучение взрывающихся звезд, или сверхновых, и черных дыр, в том числе массивной черной дыры в центре Млечного Пути.

На этой неделе ученые из команды NuSTAR опубликовали статью в журнале Nature. В статье говорится, что ученым удалось создать первую карту титана, исторгнутого из ядра звезды, взорвавшейся в 1671 году. В результате этого взрыва образовались останки сверхновой, известные как Cassiopeia A.

Этот объект уже не раз удавалось запечатлеть на снимках различных телескопов, однако лишь на этом снимке можно разглядеть, как космические осколки сталкиваются с окружающим газом и пылью и нагревают их. Благодаря NuSTAR впервые удалось составить карту жесткого рентген-излучения вещества, созданного прямо в ядре взрывающейся звезды: радиоактивного изотопа титан-44, который сформировался в ядре звезды, когда она сжалась в нейтронную звезду или в черную дыру. Энергия, которая высвободилась в результате коллапса ядра сверхновой, «сорвала» внешние слои звезды, и осколки этого взрыва до сих пор летят со скоростью 5000 километров в секунду.

Ученые надеются, что эта информация помоет астрономам построить трехмерные компьютерные модели взрывающихся звезд, и, в конце концов, понять некоторые загадочные характеристики сверхновых, - такие, как джеты вещества, которые испускают некоторые из них. Например, прежние наблюдения за Cassiopeia A с помощью рентген-телескопа Chandra (Чандра), позволили увидеть кремниевые джеты, которые испускает звезда.

Cassiopeia A находится примерно в 11 000 световых лет от Земли и является одной из самых изученных останков сверхновой. Через 343 года после того, как взорвалась звезда, осколки взрыва распространились на почти 10 световых лет вокруг.

В результате более ранних наблюдений за разогретым от ударной волны железом в осколках некоторые ученые пришли к выводу, что взрыв был одинаково мощным во всех направлениях – симметричным. Однако, последние данные говорят о том, что происхождение железа настолько туманно, что его распространение может и не совпадать с «рисунком» взрыва.

Новая карта титана-44, которая не совпадает с распространением железа в останках, позволяет выдвинуть еще одну гипотезу – о том, что внутри существует холодное железо, которое не видит Chandra. Железо и титан формируются в одном и том же месте звезды, поэтому в осколках взрыва они должны распространяться похожим образом.

В настоящее время NuSTAR продолжает наблюдать за излучением радиоактивного титана-44 из некоторых других останков сверхновых для того, чтобы определить, как развиваются события там. Эти останки сверхновых должны находиться достаточно близко к Земле, чтобы можно было увидеть структуру осколков, и в то же время быть достаточно молодыми, для того, чтобы радиоактивные элементы, такие, как титан, - все еще выделяли жесткое рентген-излучение.

Солнце - источник тепла и света, без которых было бы невозможно возникновение и существование жизни на нашей планете. Уже наши предки понимали, насколько сильно их существование зависит от Солнца и относились к нему с почтительным благоговением, поклоняясь ему и обожествляя его образ. И хотя в настоящее время мы понимаем физическую природу Солнца и уже не наделяем его божественной сущностью, тем не менее его влияние на нашу жизнь от это не стало меньше. Такая высокая значимость Солнца является существенным стимулом понять как оно работает, почему изменяется и как эти изменения могут повлиять на нас с вами и, в целом, на жизнь на Земле. Наука дает нам возможность заглянуть в прошлое нашей звезды и позволяет утверждать, что во времена своей молодости (а это было более 4 миллиардов лет назад) Солнце светило значительно слабее, а еще через четыре миллиарда будет светить ярче, чем сейчас . Тем не менее жизнь на Земле существовала уже в то время, и это позволяет нам с оптимизмом смотреть в будущее, когда условия на Земле снова изменятся. Кроме постепенного увеличения светимости на протяжении миллиардов лет, Солнце может существенно меняться и за много более короткие промежутки времени. Самым известным периодом изменения Солнца является 11-летний солнечный цикл, на протяжении которого Солнце проходит через минимум и максимум своей активности. Наблюдения максимумов излучения на протяжении нескольких десятков лет позволили сделать вывод, что увеличение светимости Солнца , начавшееся миллиарды лет назад, продолжается и в наше время. За несколько последних циклов полная светимость Солнца возросла приблизительно на 0.1 % . Подобные изменения (как быстрые, так и постепенные) несомненно оказывают большое влияние на нашу жизнь, однако физические механизмы этого влияния все еще остаются неизвестными.

Солнце и космическая погода

Солнце является источником солнечного ветра, который представляет собой поток очень горячего ионизованного газа, непрерывно истекающего от Солнца в сторону Земли (и далее в межпланетное пространство) со скоростью более чем 500 км в секунду, то есть почти 2 миллиона километров в час. Поток этот мог бы представлять смертельную опасность для жизни на нашей планете, если бы мог достичь поверхности Земли. К счастью, наша планета - одна из немногих, которые обладают собственным сильным магнитным полем (магнитосферой). Поле это является непреодолимым препятствием для быстрых заряженных частиц, составляющих основу солнечного ветра, и останавливает их на большой высоте. В полярных областях, где линии магнитного поля направлены в сторону Земли, ускоренные на Солнце солнечный ветер и не может проникнуть непосредственно к Земле, он при взаимодействии с земной магнитосферой возмущает и раскачивает ее. Это явление - возмущение земной магнитосферы при взаимодействии с солнечным ветром - получило название магнитных бурь, которые, как известно, могут оказывать влияние на здоровье и самочувствие людей. Помимо солнечного ветра, существенную опасность представляют вспышки на Солнце, во время которых излучаются значительные потоки ультрафиолетового и рентгеновского излучения, направленного в том числе и в сторону Земли. И хотя это излучение почти полностью поглощается газами земной атмосферы, оно представляет опасность для всего, что находится над поверхностью Земли, то есть может повредить спутники и угрожать здоровью космонавтов. И если мы заглянем в будущее, когда перед человечеством возникнет задача освоения Луны, Марса и возможно других планет Солнечной системы, не защищенных ни атмосферой, ни магнитным полем, то увидим, что реализация этой задачи невозможна без учета всех описанных эффектов космической погоды и без умения их предсказывать и от них защищаться. частицы получают возможность проникнуть намного ближе к поверхности. Благодаря этому мы можем наблюдать там одно из красивейших природных явлений - полярные сияния. Тем не менее, хотя

Строение Солнца

Структура

С точки зрения строения Солнце можно условно разделить на четыре зоны, в которых происходят различные физические процессы. Энергия излучения и тепловая энергия Солнца возникают глубоко внутри него, в солнечном ядре, и затем передается внешним слоям посредством излучения (преимущественно в гамма и рентгеновском диапазоне). Ближе к поверхности в передаче тепла начинают участвовать конвективные потоки плазмы (солнечное вещество начинает "кипеть"). Слой, в котором это происходит, называется конвективной зоной. Он начинается на глубине примерно 0.7 радиуса Солнца. Здесь между конвективной и радиационной зонами располагается очень тонкая граница раздела, называемая тахоклином (от английского tachocline ). Предполагается, что на ней формируются солнечные магнитные поля.

Ядро

Центральная область внутреннего строения Солнца - это его ядро, где происходит ядерная реакция превращения водорода в гелий. В ходе этих реакций высвобождается энергия, которая в итоге высвечивается с поверхности Солнца в видимой области спектра. Для того, чтобы два ядра водорода столкнулись друг с другом и вступили в реакцию, их энергия должна быть достаточной для преодоления электрических сил отталкивания, действующих между всеми одинакого заряженными частицами. По этой причине реакция превращения водорода в гелий может протекать только при очень высокой температуре, когда все частицы имеют очень большую кинетическую энергию. Температура в самом центре Солнца составляет порядка 15 миллионов градусов, а плотность плазмы равна 150 г/см^3. Это примерно в 10 раз выше, чем плотность золота или свинца. По мере удаления от центра Солнца плотность и температура вещества уменьшаются. По этой причине ядерные реакции почти полностью прекращаются за внешней границей ядра (примерно 175 000 км от центра, что составляет 1/4 солнечного радиуса). Температура солнечного вещества на внешней границе ядра составляет только половину от значения температуры в центре, а плотность плазмы падает до 20 г/см^3.

В звездах, подобных Солнцу, ядерные реакции происходят путем трехступенчатого процесса, называемого протон-протонным или pp циклом. На первом шаге два протона сталкиваются и производят дейтерий, позитрон и нейтрино. На втором шаге шаге три два ядра гелия-3 сливаются и производят обычное ядро гелия-4 и два свободных пронона. протон сталкивается с дейтерием чтобы произвести ядро изотопа гелия-3 и гамма квант. Наконец на

Во время этого процесса горения водорода и производства гелия ядерные реакции производят элементарные частицы, называемые нейтрино. Эти эфемерные частицы проходят сквозь все слои Солнца и межпланетное пространство и могут быть зарегистрированы на Земле. Число нейтрино, которые регистрируются таким способом, оказывается меньше, чем число, которое можно ожидать из теоретических представлений. Проблема недостатка солнечных нейтрино - одна из самых больших загадок физики Солнца, которая возможно будет решена теперь, после открытия массы нейтрино.

Лучистая зона

Лучистая зона (или зона лучистого переноса) - это часть строения Солнца, которая простирается от внешней границы солнечного ядра до тонкого пограничного слоя (тахоклина) на нижней границе конвективной зоны и занимает, таким образом, пространство примерно от 0.25 до 0.70 долей солнечного радиуса. Свое название эта зона получила от способа, которым осуществляется здесь перенос энергии Солнца от ядра к поверхности - через излучение. Произведенные в ядре фотоны движутся в лучистой зоне, сталкиваясь с частицами плазмы. В результате, хотя скорость фотонов равна скорости света, они сталкиваются и переизлучаются так много раз, что требуется около миллиона лет, прежде чем отдельный фотон сможет достичь верхней границы лучистой зоны и покинуть ее. Плотность плазмы при переходе от внутренней к внешней границе лучистой зоны резко уменьшается от 20 г/см 3 , что примерно равно плотности золота, до всего лишь 0.2 г/см 3 , что меньше, чем плотность воды. Температура на том же расстоянии падает от 7 миллионов градусов до примерно 2 миллионов.

Граница раздела (тахоклин)

Солнечное строение включает тонкий пограничный слой, находящийся между лучистой зоной и конвективной зоной и, по-видимому играющий чрезвычайно важную роль в формировании солнечного магнитного поля. Есть основания полагать, что именно здесь наиболее эффективно работает так называемый механизм магнитного динамо. Суть этого механизма в том, что потоки плазмы вытягивают силовые линии магнитного поля и тем самым увеличивают его напряженность. Похоже также, что в этой области происходит резкое изменение химического состава плазмы.

Конвективная зона

Конвективная зона это самый внешний из слоев, составляющих внутреннее строение Солнца. Он начинается на глубине около 200 000 км и простирается вплоть до солнечной поверхности. Температура плазмы в основании конвективной зоны все еще весьма высока - она составляет около 2 000 000° C. Но тем не менее этого уже недостаточно для полной ионизации тяжелых атомов (таких как углерод, азот, кислород, кальций и железо). Эти ионы с электронами на орбите эффективно поглощают поступающее из глубины Солнца излучение и делают среду менее прозрачной. Поглощая излучение, вещество внизу конвективной зоны нагревается, и начинается процесс его "кипения" (или конвекции). Конвекция начинается, когда градиент температуры (темп с которым температура падает с высотой) становится больше, чем так называемый адиабатический градиент (скорость уменьшения температуры элемента вещества при перемещении этого элемента вверх без дополнительного нагрева). Там, где выполняется это условие, объемы плазмы, перемещенные вверх, окажутся теплее, чем чем окружающая среда и по этой причине продолжат свой подъем далее уже без приложения внешних сил. Эти конвективные движения плазмы очень быстро переносят тепло из глубины Солнца к его поверхности. При этом поднимающееся вещество расширяется и охлаждается. При приближении к видимой поверхности Солнца температура плазмы падает до 5,700° K, а ее плотность становится равна только 0.0000002 г/см³ (около одной десятитысячной от плотности воздуха на уровне моря). Конвективные движения плазмы видны на ее поверхности как гранулы и супергранулы.

Солнце как звезда

Хотя Солнце из-за близости к нам и кажется уникальным по своим характеристикам объектом, оно тем не менее представляет собой обычную звезду и, благодаря этому, играет очень важную роль в понимании строения и эволюции всех остальных звезд во Вселенной. Ни одна из звезд, кроме Солнца , не расположена к нам настолько близко, чтобы мы могли разглядеть какие-либо детали на ее поверхности. Благодаря Солнцу , мы можем догадаться, что и другие звезды, рассыпанные по небу в виде точек, представляют в действительности сложные объекты с относительно холодной поверхностью и горячей атмосферой. Мы знаем возраст Солнца , его радиус, массу, яркость. Эту информацию мы можем сравнивать с моделями звездной эволюции и, удостоверившись в их правильности, применять их и к другим объектам нашей Вселенной. Таким образом, хотя внимание солнечной астрономии и сконцентрировано преимущественно на одном объекте, она учит нас многому и о звездах, и о планетных системах, и о галактиках, и даже о самой Вселенной.

Солнце как физическая лаборатория

Солнце производит энергию благодаря термоядерному синтезу - процессу, происходящему в самом центре Солнца , при котором четыре ядра водорода под действием давления окружающей среды сливаются в одно ядро гелия. Одним из доминирующих направлений современной энергетики является воспроизводство этого процесса в лабораторных условиях на Земле. Направление это получило название - управляемый термоядерный синтез. Многие ученые в настоящее время исследуют строение Солнца для того, чтобы понять, как ведет себя плазма в реальных физических условиях с тем, чтобы попытаться затем воспроизвести эти условия на Земле. Таким образом, является еще и гигантской естественной лабораторией, позволяющей проводить важные научные эксперименты, которые по тем или иным причинам пока нельзя поставить на Земле.

Характеристики Солнца: радиус, масса и расстояние

Радиус Солнца составляет 696 тыс. км, что в 109 раз превышает радиус Земли, причём полярный и экваториальный диаметры различаются не более, чем на 10 км. Соответственно, объём Солнца превышает земной в 1,3 миллиона раз. Масса Солнца в 330 000 раз больше массы Земли. Средняя плотность Солнца невелика - всего 1,4 г/см3, хотя в центре она достигает 150 г/см3. Ежесекундно Солнце излучает 3,84 × 10^26 Дж энергии, что в масс-энергетическом эквиваленте соответствует потере массы 4,26 миллионов тонн в секунду.

Характеристики Солнца

Расстояние до Солнца: 149.6 млн. км = 1.496· 10 11 м = 8.31 световая минута
Масса Солнца:

Радиус Солнца: 695 990 км или 109 радиусов Земли
Масса Солнца: 1.989 · 10 30 кг = 333 000 масс Земли
Светимость Солнца: 3.846 · 10 33 эрг/сек

Температура поверхности Солнца: 5770 К
Плотность плазмы на поверхности Солнца: 2.07 · 10 -7 г/см3 = 0.00016 плотности воздуха
Химический состав на поверхности: 70% водорода (H), 28% гелия (He), 2% остальных элементов (C, N, O, ...) по массе

Температура в центре Солнца: 15 600 000 К
Плотность плазмы в центре Солнца: 150 г/см 3 (в 8 раз больше плотности золота)
Химический состав в центре Солнца: 35% водорода (H), 63% гелия (He), 2% остальных элементов (C, N, O, ...) по массе

Ускорение свободного падения на Солнце: 274 м/с 2 (в 27.9 раз больше, чем на поверхности Земли)
Вторая космическая скорость на Солнце: 618 км/с

Угловое расстояние Солнца на небе: 0.5 градуса (30 угловых минут)
Звездная величина Солнца: -26.7 m
Абсолютная звездная величина Солнца: +4.83 m

Скорость вращения на экваторе: 1 оборот за 25 суток
Скорость вращения на полюсах: 1 оборот за 30 суток
Наклон оси вращения Солнца: 82° 45" к плоскости земной орбиты

Возраст Солнца: 4.57 миллиардов лет