Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Попов Сергей Александрович

Дальнейшие исследования показали, что наблюдаемые осцилляции с периодом около 5 минут – это стоячие акустические волны. Сейчас обнаружены колебания с периодами от 3 до 55 минут. Для их существования должно выполняться условие, сводящееся к комбинации длины волны (в горизонтальном направлении) и ее частоты. По сути, удается построить зависимость скорости звука от глубины.

Типичные периоды наблюдаемых колебаний Солнца составляют от нескольких минут до часа.

На распространение акустических волн влияют магнитные поля. Во-первых, они меняют параметры среды, изменяя и скорость звука. Во-вторых, поскольку вещество Солнца ионизовано, колебания среды с магнитным полем могут приводить к возникновению магнитогидродинамических волн. Из-за этого энергия

акустических волн переходит в энергию волн магнитогидродинамических. К тому же магнитные поля могут оказывать влияние и на само возникновение волн, а не только на их распространение. Все это позволяет получать данные о магнитных полях в рамках гелиосейсмологических исследований. Правда, зачастую результаты оказываются зависимыми от выбранных моделей.

Кроме того, на колебания влияет вращение Солнца. В результате оказывается возможным определить, как меняется скорость вращения с глубиной на разных широтах. Также удается получать данные о крупномасштабных потоках вещества в недрах Солнца (например, связанных с конвекцией).

Гелиосейсмологические данные играли важную роль в решении проблемы солнечных нейтрино. Именно анализ данных о солнечных колебаниях позволил подтвердить стандартную модель Солнца, показав, что решение проблемы должно быть связано со свойствами нейтрино, а не с неизвестными отклонениями от модели строения звезды.

Разные волны проникают на разную глубину, что позволяет определять условия в недрах Солнца.

Именно гелиосейсмологические данные позволили достаточно точно определить положение так называемой тахолинии – границы между лучистым ядром и конвективной оболочкой. Она залегает на глубине около 0,3 радиуса Солнца. В этом месте резко изменяется значение скорости звука. Видимо, именно эта область играет ключевую роль в работе солнечного динамо – в генерации (усилении) магнитного поля. Вообще же анализ p-мод (мода – тип колебаний) колебаний Солнца позволяет изучать его структуру от самых глубин (0,05 радиуса) до внешних слоев.

Анализ p-мод колебаний позволяет изучать структуру Солнца на глубине от 0,05 до 0,96 радиуса.

Кроме того, гелиосейсмологические данные помогают оценить содержание гелия в конвективной оболочке. Присутствие гелия меняет среднюю молекулярную массу вещества, что, в свою очередь, сказывается на скорости звука. Такие данные весьма важны, поскольку помогают определить начальное содержание гелия в Солнце.

Начиная с запуска спутника SOHO (Solar and Heliospheric Observatory – Солнечная и гелиосферная обсерватория) в 1995 г., основной поток гелиосейсмологических данных получают с помощью космических аппаратов (в настоящее время это в первую очередь спутник SDO – Solar Dynamics Observatory). Однако и наземные наблюдения тоже вносят свой вклад.

Для нужд гелиосейсмологии активно используют спутниковые наблюдения.

Кроме подходов, связанных с изучением глобальных мод солнечных осцилляций, позволяющих анализировать общие, стабильные на заметных временных интервалах характеристики Солнца, существует так называемая локальная гелиосейсмология. Задачей этого подхода является исследование структур под солнечной поверхностью на относительно небольших пространственных и временных масштабах.

Волны могут распространяться вглубь Солнца по разным траекториям. На некоторой глубине произойдет отражение волны и ее возврат к поверхности, которая, в свою очередь, снова отразит волну, начав новый цикл. Испущенные в одной точке, но идущие по разным траекториям волны будут отражаться на разной глубине, а потому и на поверхность выйдут на разных расстояниях от точки генерации. Волна, распространяющаяся под небольшим углом к поверхности, отразится на меньшей глубине и выйдет на поверхность ближе к точке старта. Волна, уходящая вглубь почти по радиусу, до отражения может проникнуть глубже в недра Солнца и вернется к поверхности далеко от места генерации. Обработка данных дает возможность определить, сколько времени требуется волне для распространения от одной точки поверхности до другой. Из одной точки в другую волна может попасть

разными путями: распространяясь вблизи поверхности и совершив много циклов отражения или совершив один цикл с отражением на большей глубине. При этом чем глубже уйдет волна, тем быстрее она проделает свой путь (на большей глубине скорость звука выше!). Измерение времени распространения в зависимости от пройденного пути, в свою очередь, позволяет решить обратную задачу по определению параметров в недрах (прямой задачей был бы расчет наблюдаемой картины при известных параметрах недр).

Такая методика позволила, в частности, обнаружить крупномасштабные подповерхностные потоки вещества, существующие вокруг активных областей. Локальная гелиосейсмология также позволила выяснить структуру подповерхностных потоков вещества в областях супергранул и под солнечными пятнами.

Локальная гелиосейсмология позволяет изучать внутреннюю структуру в локализованных областях, таких как пятна и супергранулы.

Подобно тому как недра Земли удается «просветить» благодаря мощным землетрясениям или подземным ядерным взрывам, недра Солнца зондируются сейсмическими волнами, возникающими при очень мощных солнечных вспышках. Это также входит в сферу интересов (и методов) гелиосейсмологии.

Дальнейшим развитием методов, разработанных для изучения Солнца, стала астросейсмология, но в этом случае изучаются колебания других звезд. Хотя мы не видим звездные диски в деталях, благодаря спутниковым наблюдениям (с помощью аппаратов CoRoT, MOST, Kepler) удается получать данные о колебаниях звезд (и обычных, и гигантов). Эти данные помогли существенно пополнить запас наших знаний о структуре и эволюции звезд.

1.7. Солнечные вспышки и их опасность

В 1859 г. впервые наблюдалась солнечная вспышка, которая до сих пор считается самой мощной из всех достоверно известных. Ее называют событием Каррингтона, в честь английского астронома-любителя Ричарда Каррингтона (Richard Carrington), который (как и Ричард Ходжсон (Richard Hodgson)) заметил яркую белую вспышку на Солнце, произошедшую 1 сентября 1859 г. Это был период высокой солнечной активности, с 28 августа по 2 сентября на Солнце были отмечены крупные группы солнечных пятен. Вспышка сопровождалась корональным выбросом, который достиг Земли 2 сентября (для этого ему понадобилось чуть менее 18 часов, т. е. скорость его составила более 2300 км/с). В результате были отмечены сильные магнитные возмущения, полярные сияния наблюдались даже на низких широтах (например, на Кубе), и функционирование телеграфных сетей было серьезно нарушено.

Самая мощная из достоверно известных солнечных вспышек наблюдалась в 1859 г.

С тех пор столь мощные вспышки, сопровождаемые гигантскими корональными выбросами, не были зарегистрированы (возможно, сравнимое событие произошло на Солнце в июле 2012 г., но выброс вещества не попал в Землю). Однако анализ отложений в ледяных кернах, а также изучение годичных колец деревьев позволяют аргументированно предположить, что мощные солнечные вспышки происходили и ранее (например, в I тыс. н. э.). Как бы то ни было, и в наше время солнечные вспышки являются самыми мощными транзиентными (т. е. происходящими время от времени) явлениями в Солнечной системе. Такие события являются потенциально опасными, поскольку они способны оказывать губительное влияние (в том числе необратимое) на электрические и электронные системы и устройства, наземную инфраструктуру и космические аппараты.

Основное излучение испускается вспышкой в хромосфере в видимом, ИК- и УФ-диапазонах электромагнитного спектра. Кроме того, несколько процентов энергии вспышки может уходить в рентгеновский диапазон. Радиосветимость Солнца (на этот диапазон обычно приходится крайне малая доля полной светимости) может во время вспышки возрастать на несколько порядков. Наконец, значительная энергия переходит в движение вещества и в ускорение частиц (последнее наблюдается в том числе по увеличению числа солнечных космических лучей и падению числа галактических космических лучей – так называемый эффект Форбуша).