Komerční prezentace
Registrace uživatele

Přihlašte se k odběru informací, novinek, získejte přístup do diskuzního fóra.

Vesmír č. 10
Vesmír č. 10
Toto číslo vychází
2. 10. 2017
Novinky
Zdarma jedno celé číslo Vesmíru v pdf.
• Říjnové číslo Vesmíru
reklama

Helioseizmológia

Ako rotuje slnečné jadro
Publikováno: Vesmír 74, 203, 1995/4

Model vnútornej stavby Slnka bol vypracovaný už dávnejšie. No ešte relatívne nedávno sa zdalo nemožným jeho nezávislé overenie a urobenie prípadných korekcií, ktoré by vysvetlili niektoré jeho nedostatky, napríklad deficit slnečných neutrín. Pomoc sa zjavila nečakane v podobe slnečných oscilácií. Tie zároveň otvorili aj ďalšie otázky fyziky Slnka: Má Slnko rýchlo rotujúce jadro s doteraz neznámym sklonom osi tejto rotácie? Dochádza v jadre Slnka k premiešavaniu materiálu? Je zastúpenie hélia v Slnku 25 % alebo len 20 % ? ...

Z histórie objavu
V 50. rokoch začal systematický výskum magnetických polí na povrchu Slnka. Nové prístroje použité k tomuto účelu umožnili aj pomerne presné meranie radiálnych rýchlostí jednotlivých miest slnečného povrchu (radiálne rýchlosti sú tu myslené v orientácii Slnko - Zem). Hneď na začiatku sa zistilo, že povrch Slnka nie je celkom pokojný, ale jednotlivé miesta z času na čas vykonávajú pohyb hore a dolu, nad a pod svoju strednú polohu, teda radiálne kmitajú.

Prvé komplexné výsledky pozorovaní neaktívnych oblastí slnečného povrchu, ktoré naznačovali, že kmity by nemuseli byť chaotické, ako sa dovtedy myslelo, publikovali v r. 1961 R. B. Leighton, R. U. Noyes a G. W. Simon, pracovníci observatória na Mt. Wilson v USA. Z ich pozorovaní vyplývalo, že viac ako polovica slnečného povrchu sa vždy pohybuje periodicky v radiálnom smere s amplitúdou rýchlosti až okolo 1 000 m/s. Uvedený povrch ako by bol rozdelený na oblasti s typickým rozmerom 30 000 km, pričom susedné oblasti sa pohybujú v danom okamihu striedavo - jedna hore, druhá dolu. Celý aktívny región povrchu vykoná najviac 6 - 7 kmitov a potom sa ustáli (viď obrázek). Najzávažnejším bolo zistenie, že perióda všetkých takýchto kmitov je rovnaká, okolo 300 sekúnd. Preto dostali názov päťminútové oscilácie. Spočiatku prevládal názor, že sa jedná o lokálne javy vyvolávané stále rovnakým fyzikálnym mechanizmom.

Celé desaťročie bolo potrebné na to, aby sa podarilo tento jav objasniť z teoretického hľadiska. Hypotézu, ktorá sa ukázala byť správnou, publikovali nezávisle na sebe astrofyzici skúmajúci šírenie vlnení v slnečnej plazme - R. K. Ulrich (1970) a J. W. Leibacher spolu s R. F. Steinom (1971).

Všetci zamietli súvislosť oscilácií s granuláciou a začali uvažovať o možnosti globálnych pohybov slnečného telesa analogických so šírením seizmických vĺn v zemskom telese. Takéto pohyby sú na Slnku možné, ak sú splnené viaceré predpoklady: Fyzikálne podmienky, v ktorých sa nachádza slnečná plazma, umožňujú efektívne šírenie vlnenia, jeho interferenciu a následne vznik stojatých vĺn, ktoré môžu mať iba isté diskrétne hodnoty svojej periódy závislé od rozmerov rezonátora a vlastností materiálu,ktorý ho tvorí. Ďalším predpokladom je, že povrch Slnka sa pri postupe vlnenia javí ako prekážka, od ktorej sa vlnenie odráža späť a pri interferencii sa na Slnku v rozhodujúcej miere uplatňuje jednoduché lineárne skladanie vlnení.

Ak sa teda nejaká vlna šíri slnečnou plazmou dostatočne dlho, potom vďaka uzavretosti priestoru slnečným povrchom začne skôr či neskôr interferovať sama so sebou. V miestach, kde sa sama so sebou stretne vo fáze, sa zosilní, tam, kde sa stretne v protifáze, sa vyruší, vlnenie sa teda zmení na stojaté. Tento stojatý charakter oscilácie je potrebné zvlášť zdôrazniť, lebo ináč by perióda ktorejkoľvek oscilácie mohla byť ľubovoľná a jej štúdium by nám nemohlo prezradiť nič o vlastnostiach prostredia, kde sa vyskytuje.

Hneď od objavenia oscilácií sa astrofyzici snažili nájsť mechanizmus, ktorý ich vyvoláva, a tiež fyzikálne princípy, ktoré umožňujú vlnenie slnečnej plazmy. V prvom prípade sa uspokojivú odpoveď dodnes nepodarilo nájsť. V druhom prípade boli astrofyzici úspešnejší a našli dva možné fyzikálne mechanizmy, ktoré teraz detailnejšie opíšeme.

p-módy
Prvý mechanizmus vedie k vzniku zvukových vĺn dobre známych aj v pozemských podmienkach. Zvýšenie tlaku v danom mieste plazmy má za následok jej expanziu v tomto mieste a stlačenie okolitej plazmy, kde sa tlak zvýši, pričom na pôvodnom mieste poklesne. Takto možno opísať polperiódu oscilácií zvaných aj p-módy (z anglického pressure - tlak).

Termín mód pochádza z fyziky vlnenia. Zjednodušene možno povedať, že mód je taký druh pohybu, pri ktorom sa dve, alebo viaceré periodicky sa pohybujúce hmoty ovplyvňujú (interferujú) takým spôsobom, že ich výsledný pohyb je znova pohybom periodickým.

Periodická zmena tlaku sa v Slnku šíri ďalej, až po obehnutí celého slnečného obvodu začne interferovať sama so sebou, ako už bolo uvedené. Teoretickým bádaním sa zistilo (prvú prácu tohto druhu publikovali Ando a Osaki v roku 1975), že v prípade Slnka sa sčítavajú také periodické zmeny, ktorých perióda je rovná už spomínaným 5 minútam a ich celočíselným násobkom. Bola tiež predpovedaná závislosť medzi priestorovými rozmermi a časovými frekvenciami. Ináč povedané, päťminútové oscilácie sú najbežnejším a najpozorovanejším prípadom p-módov. Výsledkami pozorovaní boli tieto módy s predpovedanými charakteristikami prvý krát potvrdené F. L. Deubnerom (1975).

Pri postupe vlny smerom dovnútra (viď obrázek) sa následkom zmeny fyzikálnych vlastností plazmy, jej teploty, hustoty aj priemerného tlaku, zvyšuje rýchlosť šírenia vlny. Keďže aj tu platí Fermatov princíp, vlna sa v istej hĺbke plynule odrazí a začne sa vracať naspäť k povrchu. Odraz od povrchu je tiež spôsobený zmenou fyzikálnych vlastností prostredia, v tomto prípade najmä prudkým poklesom hustoty plazmy.

g-módy
Za určitých podmienok sa slnečná plazma môže rozdiferencovať na objemy, ktoré sa správajú ako autonómne celky vznášajúce sa v okolitom prostredí. Ak sa vztlaková sila na niektorý takýto objem zväčší, vyzdvihne ho vyššie. Následný úbytok vztlakovej sily a gravitácia vyvolajú návrat objemu do pôvodnej polohy, pričom ale tento objem vďaka svojej zotrvačnosti (a to je hlavná odlišnosť od prvého opísaného mechanizmu) pokračuje v pohybe dolu aj po dosiahnutí pôvodnej polohy, až kým ho opätovne silne zvýšená vztlaková sila nezabrzdí a nezačne vracať späť.

Názov g-módy v tomto prípade pochádza od gravitácie, ktorá sa spolu s archimedovskou vztlakovou silou podieľa na udržiavaní kmitavého pohybu. V slovenskom (a rovnako, zdá sa, aj v českom) jazyku sa v niektorých článkoch vyskytol v súvislosti s g-módmi nesprávny termín gravitačné vlny , alebo aj hustotné vlny. Pojem gravitačné vlny označuje hypotetické vlny predpovedané všeobecnou teóriou relativity, ktoré s vlnením slnečnej plazmy nemajú nič spoločné. V angličtine sa obidva pojmy odlišujú: gravity wave - vlna súvisiaca s g-módom; gravitational wave - relativistická gravitačná vlna. Pojem hustotné vlny je takisto už rezervovaný v astrofyzike špirálnej štruktúry galaxií. G-módy, na rozdiel od p-módov, by sa mali šíriť vo veľkej hĺbke, až pri samotnom jadre Slnka. Pôvodne boli tieto módy stotožňované s tzv. 160-minútovými osciláciami, hlavne kvôli tomu, že ich perióda by mala byť podstatne dlhšia, ako perióda p-módov. Ukázalo sa však, že perióda 160 minút to sa rovná 1/9 dňa je s najväčšou pravdepodobnosťou vyvolaná vplyvom zemskej atmosféry a metodikou získavania a spracovania napozorovaných údajov. Preto g-módy zatiaľ ostávajú hypotetickými (aspoň na Slnku) a je možné, že nebudú spozorované vôbec. Teoretici totiž vypočítali, že ich amplitúda by mala byť až o niekoľko rádov slabšia (len niekoľko desatín m/s) než u p-módov a navyše by mali byť značne vyhladené podpovrchovým konvektívnym prúdením plazmy.

Dodáme, že podtriedou g-módov je f-mód. Je to povrchová vlna podobná vlneniu morskej hladiny na Zemi.

O matematickom aparáte helioseizmológie
Teoretická helioseizmológia využíva prakticky ten istý matematický aparát ako pozemská seizmológia. Čiže harmonicky rozkladá namerané dáta do Legendreových polynómov v sférickom systéme hĺbka, dĺžka, šírka. Tým je každý mód stojatého vlnenia parametrizovaný tromi číslami m, l, n. Podľa hodnôt čísiel - stupňov - sa módy zvyknú ďalej klasifikovať a je od nich odvodené aj názvoslovie. Módy s m = 0 sa označujú ako zonálne, módy, u ktorých m = l, sú sektorové (viď obrázek).

Nespracované helioseizmologické pozorovanie je záznamom chaoticky sa meniacich radiálnych rýchlostí. V danom časovom úseku sa na Slnku nikdy neobjavuje len jeden mód s danými n, l, m, ale spravidla stovky až tisíce módov s rôznymi n, l, m (alebo s rôznym jedným, či dvoma z týchto čísiel). Módy sa vzájomne prekrývajú, preto sa výsledok javí ako chaos (čo bol hlavný dôvod toho, že trvalo pomerne dlho, kým boli oscilácie správne interpretované, ako sme už uviedli).

Pri rozšifrovaní dát - identifikovaní daného druhu módu - helioseizmológovia využívajú fourierovskú analýzu. Tento matematický aparát sa zakladá na skladaní výslednej chaotickej spleti vlnení z jednotlivých harmonických vlnení, ktoré takto spoznáme.

Istou nevýhodou tejto metódy je to, že môže produkovať, okrem reálnych, aj falošné periódy (čo bol zrejme aj prípad 160-minútových oscilácií), najmä ak časový úsek pozorovania je prerušovaný (napr. kvôli striedaniu sa dňa a noci) alebo pomerne krátky vzhľadom na hľadanú periódu. Keďže ale uvedená metóda je jedinou svojho druhu, spomínanú nevýhodu možno kompenzovať iba tak, že zabezpečíme čo najdlhšie súvislé pozorovanie. V prípade g-módov to znamená mnoho dní až týždňov.

Napriek tomu je Fourierova analýza nepostrádateľným nástrojom na spracovanie helioseizmologických dát. Napozorované dáta sa stávajú použiteľnými pre porovnanie s teóriou, prípadne ako vstup do teórie, až po takomto spracovaní.

Oscilácie ako nástroj výskumu slnečného vnútra
Ako sme už uviedli, charakteristiky oscilácie - perióda, amplitúda, rozmery kmitajúcich objemov - závisia od fyzikálnych vlastností plazmy v mieste, kde k tejto oscilácii dochádza. Tieto fyzikálne vlastnosti sú zosumarizované v modeloch vnútornej stavby Slnka. Na základe známeho modelu však môžeme nielen teoreticky charakterizovať danú osciláciu, ale z pozorovania oscilácie možno tiež spätne potvrdiť, či korigovať príslušný model vnútornej stavby Slnka.

Už v počiatkoch výskumu bolo možné konštatovať, že štandardný model spred éry helioseizmológie bol až prekvapivo presný. Jedinou väčšou korekciou bolo zistenie, že konvektívna zóna začína už vo vzdialenosti asi 0,7 R¤ (slnečného polomeru) od stredu Slnka, a teda nie je len bezprostredne podpovrchovou zónou. Poopraviť bolo treba aj našu predstavu o teplote vo vzdialenosti 0,4 R¤ od stredu Slnka, ktorá je asi o 2 % vyššia, než sa predpokladalo.

Významným výsledkom je potvrdenie zastúpenia hélia v miere 25 %. Tým, že toto zastúpenie nie je nižšie (20 %), ako navrhovali niektorí astrofyzici v snahe vysvetliť deficit slnečných neutrín, sa problém s neutrínami ďalej vyostril. (Problém slnečných neutrín spočíva v tom, že ak v Slnku prebiehajú jadrové reakcie, ktoré predpokladá súčasná astrofyzika a na ktorých stoja naše hlavné poznatky o hviezdach, potom by sme mali na Zemi detegovať dvoj- až trojnásobok toho počtu neutrín, ktorý skutočne detegujeme.)

V prípade niektorých charakteristík slnečného vnútra sú helioseizmologické pozorovania našim jediným zdrojom informácií. Ide o určenie priebehu globálneho magnetického poľa a potom predovšetkým určenie priebehu rotácie jednotlivých vnútorných vrstiev Slnka.

Rotácia je pomerne dobre určená zhruba od 0,3 R¤ po povrch, kde smerom od stredu Slnka k jeho povrchu jej uhlová rýchlosť vzrastá. Pozoruhodné je, že táto rýchlosť nie je stála, ale sa s časom mení. Taktiež za veľmi pozoruhodnú možno považovať interpretáciu dát, podľa ktorej by uvedená rýchlosť mala v oblasti 0,3 R¤ smerom do vnútra výrazne vzrastať - Slnko by malo mať akési rýchlo rotujúce jadro. Až sa v budúcnosti tento relatívne čerstvý výsledok potvrdí, astrofyzikov bude čakať nová úloha overiť ho (keďže doteraz použité merania, najmä tie urobené družicou Phobos, nie sú dostatočne kvalitné).

Meranie rotačnej rýchlosti je založené na rozštiepení pozorovaného módu. Ak sa vlnenie šíri v smere slnečnej rotácie, potom sa rýchlosť vlny sčítava s rýchlosťou rotácie plazmy, pri šírení v opačnom smere sa táto rýchlosť odčítava. Tým dochádza k spomínanému rozštiepeniu módu, čiže pozorujú sa dva módy s rovnakými n, l, m s veľmi málo odlišnou frekvenciou. Analýzou rozštiepení módov s rôznymi n, l, m možno potom určiť priebeh rotačnej rýchlosti.

Určenie tohto priebehu od 0,3 R¤ po povrch významne prispelo k spresneniu kvadrupólového momentu slnečnej rotácie, od ktorého závisí sploštenie Slnka. Ukázalo sa, že toto sploštenie je príliš malé na to, aby ovplyvnilo relativistickú interpretáciu stáčania Merkúrovho perihélia. (Rotácia zatiaľ hypotetického rýchlorotujúceho jadra by mohla do problému zasiahnuť iba v prípade, ak by bola extrémne veľká, čo sa ale neočakáva.)

Na rozriešenie zatiaľ čaká otázka, či v strede Slnka dochádza alebo nedochádza k premiešavaniu materiálu. Vzhľadom na to, že g-módy zatiaľ spoľahlivo zaznamenané neboli a p-módy neprenikajú do veľmi veľkých hĺbok, viac-menej všetky charakteristiky slnečného stredu zostávajú z hľadiska helioseizmológie ešte stále nepreskúmané. Obtiažnosť v detekcii g-módov na povrchu Slnka snáď v budúcnosti pomôže preklenúť zistenie J. R. Kennedyho, S. M. Jefferiesa a F. Hilla, že tieto módy by mali modulovať amplitúdu p-módov. Tým by sa mali stať detegovateľné aspoň nepriamo.

Astroseizmológia
Po detekcii slnečných oscilácií a ich interpretácii ako hviezdotrasenia , sa takmer ihneď objavili snahy detegovať tento jav aj na iných hviezdach. Aj keď rozmery kmitajúcich oblastí ani ich rozloženie na povrchu nie je možné u vzdialených hviezd zaznamenať, meranie periódy a amplitúdy oscilácií tu možné je (Slnko sa tiež často - napríklad pri určovaní módov s malým l - skúma ako hviezda, čiže celý jeho povrch sa pozoruje naraz).

Skutočne už zakrátko po začatí prvých pozorovaní boli zaznamenané oscilácie na hviezdach HR 1217, α-Centauri A a ε-Eridani a potom u celého radu bielych trpaslíkov.

V súčasnosti sú rozšírené astroseizmologické pozorovania hviezd typu δ-Scuti a sčasti aj roAp hviezd (Ap je skratka triedy pekuliárnych hviezd, predpona ro značí rýchlu osciláciu). Okrem toto sa vyvíja úsilie pri pozorovaní oscilácií u obrích hviezd. Pozitívne výsledky sa dosiahli u známych hviezd Arcturus (α-Boo) a Procyon A (α-CMi).

S. D. Kawaler a P. A. Bradley publikovali prácu o detekcii g-módov u nízkohmotného horúceho bieleho trpaslíka PG1159-035. Budúcnosť ukáže, či tieto g-módy budú potvrdené aj ďalšími pozorovateľmi.

Pre porovnávaciu analýzu so slnečnými osciláciami bude mať zrejme veľký význam pozorovanie a štúdium oscilácií u hviezd podobných Slnku.

Slovo na záver
Helioseizmológia a následne aj astroseizmológia sa zjavili nielen ako nový predmet astrofyzikálneho výskumu, ale hlavne ako nečakaný a pritom veľmi účinný nástroj výskumu vnútornej stavby Slnka a ostatných hviezd. Nástroj, ktorý nám o tejto stavbe už mnoho povedal a ešte zrejme len povie.

Nie je preto prekvapením, že v súčasnosti prebiehajú viaceré náročné (i nákladné) helioseizmologické projekty. A mnohé, ešte dokonalejšie projekty sú v štádiu príprav. Množstvo a hlavne záber všetkých týchto projektov je tak veľký, že by bolo potrebné napísať celý nový článok, aby sme ich čo len stručne opísali. V každom prípade táto skutočnosť je povzbudivá a dáva nám do budúcnosti veľkú nádej zdokonaliť naše poznatky ako o osciláciach, tak aj o vnútornej stavbe hviezd.

Literatura

Christensen-Dalsgaard J., Gough D., Toomre J.: Seismology of the Sun, Science 229, str. 6, 1985
Harvey J. W., Kennedy J. R., Leibacher J. W.: GONG: To See Inside Our Sun, Sky a Telescope, str. 470, November 1987
Smith D. H.: The Birth of Stellar Seismology, Sky a Telescope, str. 475, November 1987. - zborníky konferencií
(1) The Solar Cycle, editor K. L. Harvey, Astron. Soc. of the Pacific, San Francisco, 1992
(2) GONG 1992: Seismic Investigations of the Sun and Stars, ed. T. M. Brown, Astron. Soc. of the Pacific, San Francisco, 1993 - monografie
Stix M.: The Sun. An Introduction, Springer Verlag, Berlin, 1989
Zirin H.: Astrophysics of the Sun, Cambridge University Press, Cambridge, 1988.

Diskuse

Žádné příspěvky