Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 23 (vyšlo 10. června, ročník 9 (2011)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Sluneční a hvězdná hudba II

Petr Kulhánek

V minulém díle (viz AB 22) jsme se zaměřili na Slunce a jeho akustické projevy. SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium. se chová jako obří rezonanční dutina, která se může rozezvučet více než deseti miliony zvukových módů. Rozechvělý povrch Slunce snímají specializované přístroje (GONG, SOHO/MDI, SDO/HMI), které mohou určit nepatrný posuv spektrálních čar a vytvořit tzv. dopplerogram, v němž jsou odstínem či intenzitou barvy označeny přibližující se a vzdalující se oblasti. Typická perioda slunečních oscilací je 5 minut, existují ale i oscilace od cca 1 minuty do 20 minut. Tyto oscilace v sobě nesou informace o slunečním nitru a o odvrácené straně Slunce.

Slunce jako rezonanční dutina

Slunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium.

Zářivá vrstva – vrstva ve Slunci, která přiléhá k jádru. Energie se v ní šíří zářením. Její vnější hranice je 200 000 km pod povrchem Slunce. Zářivá vrstva rotuje jako celek, nebyla v ní pozorována diferenciální rotace.

Konvektivní vrstva – vnitřní vrstva Slunce, která zasahuje až do hloubky 200 000 km pod povrchem. Energie se zde šíří prouděním, ve vrstvě jsou vzestupné a sestupné proudy a mnohé turbulentní oblasti. Vrstva rotuje diferenciální rotací, tj. rychlost rotace závisí na heliografické šířce.

Analýza dopplerogramů

Pořízení sady dopplerogramů je teprve začátek titěrné práce mnoha odborníků. Jednou z úloh je zjištění zastoupení různých frekvencí v sadě měření. Typický výsledek je na obrázku 1. Na první pohled je zřejmé, že nejzastoupenější jsou frekvence kolem 3 mHz, což odpovídá pětiminutovým oscilacím objeveným již v roce 1960. Na grafu 2 je ukázka oscilací se sférickou harmonickou l = 30 a azimutálním číslem m = 20. K nejdůležitějším úkolům patří sestavení tzv. l-ν diagramu neboli grafu disperzní relace. Na vodorovné ose je sférická harmonická l, která je nepřímo úměrná vlnové délce. Na svislé ose je frekvence. Každý identifikovaný mód s určitou sférickou harmonickou a frekvencí představuje jeden bod v diagramu. Pokud identifikujeme velké množství módů a budeme jejich lν vynášet do l-ν diagramu, body ho nevyplní spojitě, ale vzniknou v něm zřetelné větve, jako na obrázku 3. Každá z nich odpovídá jednomu konkrétnímu radiálnímu číslu n. Pohybujeme-li se po dané větvi směrem vzhůru, klesá vlnová délka a roste frekvence. Nejspodnější větev diagramu patří povrchové f vlně, ostatní p vlnám. Barvou je znázorněna intenzita signálu.

Zastoupení frekvencí

Obr. 1. Zastoupení frekvencí oscilací p vln měřené observatoří SOHO mezi 19. únorem a 25. březnem 1996.  Pětiminutovým oscilacím odpovídá výrazné maximum na 3,3 mHz. Zdroj NASA/ESA.

Jeden mód p vln

Obr. 2. Ze směsice vln byla vybrána za pomoci rozvoje do kulových funkcí jedna jediná vlna se sférickou harmonickou 30 a azimutálním číslem 20. Zdroj: NASA/ESA.

Graf disperzní relace

Obr. 3. Disperzní relace pro malé hodnoty sférické harmonické. Jednotlivé linie se liší radiálním číslem n.  Nejspodnější linie je povrchová f vlna, ostatní jsou p vlny. Barva znázorňuje intenzitu signálu. Nejvyšší (červená)  je v oblasti pětiminutových vln (frekvence 3,3 mHz). Zdroj: NASA/ESA.

Podpovrchové útvary, stejně tak jako skvrny na odvrácené straně Slunce, ovlivní šíření zvukového pole. K nejzajímavějším úlohám patří rekonstrukce obrazu těchto útvarů ze zvukové nahrávky. Jde o komplikovanou matematickou úlohu, které se říká helioseismická holografie. Obraz odvrácené strany zrekonstruovaný ze zvukového pole sledovaného na přivrácené straně je sice neostrý, ale základní útvary jsou v něm dobře postřehnutelné. První kvalitnější hologramy odvrácené strany se podařilo získat kolem roku 2000. Jeden z nich vidíte na obrázku 4.

Holografie

Obr. 4. Aktivita na odvrácené straně ovlivní zvukové pole na přivrácené straně. Zpětnou rekonstrukcí  obrazu se zabývá helioseismická holografie. Zdroj: NSO, Stanford.

Akustický hologram

Obr. 5. Hologram odvrácené strany Slunce pořízený přístrojem MDI na sondě SOHO dne 12. dubna 2001.  Patrná je výrazná skvrna AR 9393. Zdroj: SOHO/MDI/NASA/ESA.

Úspěchy helioseismologie

Jaké jsou největší úspěchy helioseismologie? Za pomoci helioseismologie se daří určovat složení, teplotu a pohyby uvnitř Slunce. Rychlost zvukových vln závisí na poměru vodíkuVodík – Hydrogenium, je nejlehčí a nejjednodušší plynný chemický prvek, tvořící převážnou část hmoty ve vesmíru. Má široké praktické využití jako zdroj energie, redukční činidlo při chemické syntéze a v metalurgii nebo jako náplň balonů a vzducholodí. Vodík objevil roku 1766 Henry Cavendish.héliaHelium – plynný chemický prvek, patřící mezi vzácné plyny a tvořící druhou nejvíce zastoupenou složku vesmírné hmoty. Bezbarvý plyn, bez chuti a zápachu, chemicky zcela inertní. Francouzský astronom Pierre Janssen objevil helium ze spektrální analýzy sluneční korony. V roce 1895 se britskému chemikovi Williamu Ramsayovi podařilo izolovat plynné helium na Zemi. Je pojmenované po starořeckém bohu Slunce, Héliovi.. Slunce vykazuje celou řadu neradiálních oscilací. V roce 1990 se překvapivě ukázalo, že frekvence některých zvukových módů se mění s časem. Pozorovací sady jsou zatím příliš krátkodobé na to, aby se prokázalo, zda tato změna souvisí s jedenáctiletým cyklem sluneční činnostiSluneční cyklus – přibližně jedenáctiletý základní cyklus v životě Slunce. Během něho se periodicky mění počet slunečních skvrn i samotný sluneční výkon. Poprvé o něm pro nás napsal Heinrich Schwabe v roce 1843, i když objeven byl už v 70. letech 18. století Christianem Horrebowem, jehož práce ale bohužel zapadla. Švýcarský astronom Rudolf Wolf (1816–1893) dopočetl sluneční aktivitu zpětně až do poloviny 17. století a cyklus z let 1755 až 1766 označil jako první. V roce 2010 Slunce podle tohoto značení zahájilo 24. cyklus činnosti. či nikoli. Helioseismologie potvrdila, že vnější konvektivní vrstvaKonvektivní vrstva – vnitřní vrstva Slunce, která zasahuje až do hloubky 200 000 km pod povrchem. Energie se zde šíří prouděním, ve vrstvě jsou vzestupné a sestupné proudy a mnohé turbulentní oblasti. Vrstva rotuje diferenciální rotací, tj. rychlost rotace závisí na heliografické šířce. rotuje diferenciální rotací, zatímco rotace vnitřní zářivé vrstvyZářivá vrstva – vrstva ve Slunci, která přiléhá k jádru. Energie se v ní šíří zářením. Její vnější hranice je 200 000 km pod povrchem Slunce. Zářivá vrstva rotuje jako celek, nebyla v ní pozorována diferenciální rotace. se mění s heliografickou šířkou jen velmi málo. Z heliosesismologie jsme se dozvěděli, že tisíce kilometrů pod povrchem Slunce probíhají torzní oscilace a střídají se zde pásy rychlejší a pomalejší rotace. Přesně se podařilo změřit polohu a tloušťku tachovrstvy – hranice mezi zářivou a konvektivní vrstvou. Na základě mapování podpovrchových vrstev byly v roce 1997 objeveny rozsáhlé toky plazmatuPlazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází alespoň malé množství elektricky nabitých částic, které jsou v celém objemu elektricky neutrální a jsou schopny reagovat na elektrická a magnetická pole jako celek. Plazma vzniká odtržením elektronů z elektrického obalu atomárního plynu nebo ionizací molekul. S plazmatem se můžeme setkat v elektrických výbojích (blesky, jiskry, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství., jejichž pohyb vyloučil některé modely slunečního tekutinového dynama. Dnes je zjevné, že hlavním zdrojem magnetických polí jsou pohyby plazmatu v blízkosti hranice zářivé a konvektivní vrstvy (tzv. tachovrstva neboli tachoklina). Helioseismologie se po roce 2000 stala jedním z nejvýznamnějších pomocníků slunečních fyziků.

Akustický hologram

Obr. 6. Podpovrchové proudění na Slunci. Toky jsou kombinací toroidálních (ve směru rotace Slunce, pravá část řezu) a meridiálních (od rovníku k pólu, levá část řezu). Barva odpovídá rotační periodě. Fialová barva v blízkosti rovníku odpovídá periodě rotace 24,5 dne. Směrem k pólům je perioda rotace pomalejší. Červená u pólu odpovídá rotační periodě 34 dni. Závislosti rotační periody na heliografické šířce říkáme diferenciální rotace. Olivově zeleně je znázorněna tachoklina (rozhraní mezi zářivou a konvektivní vrstvou). Zářivá vrstva s periodou rotace 28 dní je znázorněna žlutě. Zářivá vrstva rotuje jako pevné těleso, nejeví známky diferenciální rotace. V levé části řezu jsou znázorněny meridiální toky plazmatu mezi rovníkem a póly, které jsou součástí tzv. torzních oscilací Slunce. Klepnutím na obrázek spustíte animaci (avi/xvid, 16 MB) získanou na základě helioseismologických měření. Zdroj NASA/GSFC.

Astroseismologie

S nástupem adaptivní optiky je u pozemských dalekohledů možné kompenzovat turbulence atmosféry a detekovat z posunu spektrálních čar zvukové vlny i u nejbližších hvězd. V současnosti bylo ze Země pořízeno přes dvacet záznamů zvukových vln u blízkých hvězd, jako jsou například Ksí Hydrae, Éta Bootis, Alfa Centauri A a Alfa Centauri B. Ze zvukových záznamů lze, podobně jako u Slunce, vyčíst mnoho údajů o vnitřní struktuře hvězd. Vědecký obor, který se touto problematikou zabývá, se nazývá astroseismologie. Opravdový průlom způsobila sonda Kepler z roku 2009 určená především pro vyhledávání exoplanet (viz AB 10/2009). Na palubě má Schmidtův dalekohled o průměru 1,5 metru a fotometr složený z 42 CCD čipů. Pozoruje fixní výsek oblohy v souhvězdí Labutě o průměru 12°, nemíří tedy do různých míst oblohy, jak to dělají ostatní družice a sondy. Prvotní úlohou observatoře Kepler je hledání exoplanet. V tom je mimořádně úspěšná, za dva roky se jí podařilo nalézt tisícovku kandidátů na tyto objekty. Kepler ale plní i další úkoly. V průběhu prvních dvou let činnosti se skupině Billa Chaplina z Birminghamské univerzity podařilo za pomoci této mimořádné observatoře detekovat oscilace u 500 Slunci podobných hvězd. Oscilace mají průměrnou periodu od 3 do 25 minut a jsou tedy obdobné těm slunečním. Frekvence základního „tónu“ je dána poloměrem hvězdy. Čím menší poloměr, tím vyšší tón. To je obdobné i u hudebních nástrojů. Velké nástroje vydávají hlubší tóny než malé. Ze zvukových nahrávek je možné odhadnout nejen poloměr objektu, ale i jeho hustotu, hmotnost a stáří. Většina z oněch 500 hvězd má parametry podobné našemu Slunci. V další fázi se Kepler u těchto vytipovaných hvězd bude pokoušet hledat planety podobné Zemi. Helioseismologie a astroseismologie se zařadily k významným diagnostickým metodám současné astrofyziky.

Radiální pulzace hvězdy

Logo Dánského astroseismologického centra, které bylo založeno při Aarhuské univerzitě. Logo znázorňuje radiální pulzace hvězdy. U většiny hvězd se radiální pulzace kombinují s dalšími neradiálními mody.

Konec

Animace týdne: Akustický hologram skvrn na odvrácené straně Slunce

Akustický hologram (avi/xvid, 2 MB)

Akustický hologram skvrn na odvrácené straně Slunce. Sonda SOHO má na palubě unikátní přístroj MDI (Michelson-Doppler Interferometer), který z jemného posunu určité spektrální čáry detekuje zvukové vlny na povrchu Slunce. Tyto zvukové vlny se šíří nitrem Slunce a přinášejí i informace o nitru Slunce a o jeho odvrácené straně. Speciálními matematickými postupy je možné zkonstruovat tzv. akustický hologram, který zobrazuje odvrácenou stranu. V animaci vidíte v levé polorovině magnetogram přivrácené strany Slunce. Bílá a černá barva znázorňují různé polarity magnetických polí. Silná pole se nacházejí v místech slunečních skvrn. V pravé polorovině je akustický hologram odvrácené strany. Dobře je patrné, jak se skvrna zapadlá za okraj Slunce zobrazí na hologramu odvrácené strany. Helioseismologie je významnou technikou pro výzkum Slunce a hvězd. Zdroj: NASA.  (avi/xvid, 2 MB)

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage