Лекции о Солнце - читать онлайн книгу. Автор: Сергей Язев cтр.№ 38

Высокая температура короны приводит к тому, что эти слои интенсивно испускают рентгеновское излучение. Гораздо менее нагретые фотосфера и хромосфера почти не излучают в этом диапазоне, поэтому установленные на спутниках рентгеновские телескопы фиксируют только процессы в короне. Помимо рентгеновского излучения корона испускает радиоизлучение, которое также несет немало информации о внешних областях солнечной атмосферы.

Теперь сделаем еще одну остановку в нашем рассказе о природе Солнца, точнее, о наших представлениях по этому поводу.

У внимательного читателя неизбежно возникает следующий вопрос. Свойства атмосферы Солнца мы можем изучать, анализируя приходящее к нам оттуда излучение. Фигурально выражаясь, атмосферу и то, что там происходит, мы можем наблюдать непосредственно. Но какие основания у нас есть для того, чтобы уверенно говорить о внутреннем строении Солнца? Единственное, что попадает к нам из недр светила, – это поток нейтрино. Но он генерируется в ядре Солнца, т. е. на расстояниях не больше 0,2–0,3 радиуса нашей звезды. Как мы можем проверить наши представления о недрах Солнца на глубинах от фотосферы до границы между ядром и зоной лучистого равновесия? Расчетам теоретиков, основанным на наших знаниях физики, безусловно, можно доверять, но где гарантии, что там не сделаны ошибки? И как проверить правильность построенных математических моделей?

Как мы уже неоднократно убеждались, природа, безусловно, сложна, но к исследователям она в целом благожелательна. На каждом новом этапе исследований выясняется, что контрольный эксперимент все-таки возможен, и выясняются новые физические эффекты, позволяющие получить новую информацию о процессах, которые казались до этого скрытыми навсегда.

Оказалось, что мощные конвективные потоки под фотосферой генерируют шум. Другими словами, в конвективной зоне возникают разнообразные колебания и волны различной природы и с различными частотами. Преимущественно это обычные звуковые (акустические) волны, распространяющиеся в недрах Солнца во всех направлениях. Здесь возникают и так называемые магнитогидродинамические волны, и внутренние гравитационные (подобные волнам на море), и ударные волны. Они могут многократно отражаться от границ раздела сред с разными свойствами – например, от внутренней поверхности фотосферы или от нижней границы конвективной зоны. Иногда реализуется возможность, когда траектория волны оказывается замкнутой. В этом случае может образоваться стоячая волна. К этому приводит интерференция волн – подобно тому, как к возникновению стоячей волны в струне приводит сложение многих бегущих волн.

Эти волны различаются по частоте и амплитуде. Некоторые их типы можно назвать глобальными – они наблюдаются на всем Солнце, некоторые возникают в районе какого-то возмущения вблизи поверхности Солнца, – например, в районе падения на Солнце ядра кометы либо мощного взрыва – солнечной вспышки.

Специальные телескопы, оснащенные спектральной аппаратурой для гелиосейсмологических исследований, в 1970–1980-е годы получили информацию о колебаниях на Солнце. Оказалось, что относительное изменение светимости нашей звезды пропорционально доли изменения радиуса (все Солнце слегка пульсирует!..) и составляет небольшую, но надежно фиксируемую величину порядка 10^–5 радиуса. Периоды колебаний лежат в пределах от 3 до 15 минут. Самые большие амплитуды характерны для колебаний с периодами около 5 минут, поэтому весь этот диапазон принято называть пятиминутными колебаниями.

Может ли помочь исследователям регистрация этих волн в непростом деле изучения недр Солнца? Оказывается, может.

Особенности волн, разбегающихся от эпицентра землетрясений, регистрируемые сейсмологами на Земле, позволяют делать выводы о внутреннем строении нашей планеты. Скорость разных типов волн позволяет судить об устройстве, плотности глубоко залегающих пород, делать выводы о том, есть ли в недрах Земли неоднородности, где плотные твердые, а где расплавленные жидкие слои. Волны, проходя по разным типам пород и отражаясь от границ разных сред, меняют свои свойства. По этим свойствам можно судить об особенностях среды, сквозь которую проходили эти волны. А если мы будем фиксировать разные волны, шедшие в разных направлениях по разным траекториям, картина станет все более полной. Грубо говоря, примерно так действуют сейсмологи на Земле. Примерно так же действуют и специалисты по солнечной сейсмологии – гелиосейсмологи.

Но если на Земле мы можем установить множество сейсмографов и регистрировать колебания почвы под воздействием распространяющихся в земной коре волн, то как зарегистрировать колебания на Солнце?

В редких случаях волны, разбегающиеся по поверхности Солнца – например, от места мощной вспышки, – видны непосредственно. Это так называемые волны Моретона. Их наблюдение – редкая удача для наблюдателя. Кроме того, поверхностные волны могут принести не так уж много информации о глубинных слоях.

Оказалось, что волны на Солнце приводят к колебаниям его поверхности на уровне фотосферы. А эти колебания (вверх и вниз, к нам и от нас) можно зафиксировать, регистрируя переменные синие и красные смещения в контурах фраунгоферовых линий. В основе гелиосейсмологии лежит уже известный нам эффект Доплера!

Нужно сказать, что анализ наблюдаемых колебаний достаточно сложен и не всегда однозначен. Тем не менее, гелиосейсмология дала нам много важной информации о недрах Солнца!

Например, именно этот метод позволил определить, на какой глубине залегает нижняя граница конвективной зоны, ниже которой не проникают волны, отражающиеся от этой границы и от слоя температурного минимума в фотосфере. Получается, что, многократно отражаясь между этими уровнями, как в замкнутом резонаторе, волны приобретают информацию о многих свойствах среды между этими поверхностями. Так удалось узнать, что нижняя граница конвективной зоны залегает на глубине около 200 тысяч километров под фотосферой.

Кроме того, была получена зависимость скорости звука от расстояния до центра Солнца. А поскольку уже давно известно, что скорость звука в среде зависит от ее температуры, эти данные помогли уточнить, как изменяется температура по мере погружения в недра Солнца. Температура – один из основных параметров стандартной модели Солнца, поэтому сравнение расчетных (в рамках модели) значений температуры на разной глубине со значениями, которые получены независимым методом гелиосейсмологии, оказалось чрезвычайно полезным для модели.

Многие свойства Солнца зависят от того, как вращается светило на разных глубинах. Гелиосейсмология позволила определить скорость вращения на разных глубинах и на разных широтах, что сразу позволило отбросить некоторые модели как неверные и дало дополнительные подтверждения другим моделям. При этом удалось выяснить, что эффект дифференциальности вращения начинается со дна конвективной зоны! Глубже этого уровня Солнце вращается недифференциально, почти как твердое тело. Метод позволил восстановить траектории крупномасштабных потоков плазмы в недрах конвективной зоны.

Важный вывод – уточнение концентрации гелия на Солнце. Выше было указано, что спектральные методы не позволяют это сделать непосредственно. Но это можно сделать с помощью гелиосейсмологии! Дело в том, что по мере погружения в недра Солнца температура растет (гелиосейсмологи помогли показать, как именно). С ростом температуры увеличивается степень ионизации гелия. Рост давления с глубиной также увеличивает степень ионизации гелия, что, в свою очередь, немного уменьшает упругость вещества. Акустические волны, проходя сквозь эти слои, из-за этого немного меняют свои свойства – скорость звука и частоту. Если зафиксировать этот эффект (что и было сделано!), по его величине можно рассчитать содержание гелия. Оказалось, что оно несколько меньше, чем это предсказывалось ранними вариантами стандартной модели: 23,5–26,5 % по массе вместо 27–29 %.