Итак, из всего широкого потока космических излучений поверхности Земли достигают лишь видимые лучи и частично радиоволны. Но неспокойная земная атмосфера очень мешает оптическим наблюдениям: звезды мерцают, переливаясь всеми цветами радуги. Мерцание звезд вызывается изменением преломления лучей в быстро движущихся потоках воздуха с различной температурой и плотностью. При этом чем больше телескоп и используемое увеличение, тем больше атмосферные помехи сказываются на качестве изображения: планетные диски дрожат и расплываются, а звезды буквально прыгают...

В апреле 1990 года американский космический корабль "Дискавери" доставил на околоземную орбиту Космический телескоп им. Хаббла . Диаметр главного зеркала этого телескопа-рефлектора достигает 2,4 м.

Первое преимущество Космического телескопа состоит в том, что на качество изображения земная атмосфера уже не влияет. Второе - оптическому телескопу в космосе доступен более широкий диапазон излучений, от ближних ультрафиолетовых лучей до инфракрасных. И наконец, благодаря почти полному отсутствию рассеяния света за пределами атмосферы "Хаббл" дает выигрыш в несколько звездных величин - позволяет наблюдать объекты 31-й звездной величины; наземным телескопам такие слабые объекты пока недоступны.

Одна из основных задач Космического телескопа им. Хаббла состоит в изучении самых далеких звездных систем.

На одном снимке, переданном с телескопа на землю, видна центральная часть эллиптической галактики МС-С 4261 из скопления галактик в созвездии Девы. На нем отчетливо выделяется образование в форме тора диаметром около 300 световых лет, окружающее галактическое ядро. Специалисты считают, что в ядре этой галактики находится черная дыра массой около 10 млн солнечных масс. Ее окружает холодное темное вещество в виде огромного "бублика". Медленно закручиваясь в спираль, это вещество движется к центру масс, разогревается в аккреционном диске и исчезает в черной дыре. Возможно, в центре сверхгигантской галактики М 87 в созвездии Девы тоже находится подобный объект, но еще более массивный - до 2,6 млрд солнечных масс.

Таким образом, "Хаббл" нашел подтверждение существования черных дыр в ядрах некоторых активных галактик. Астрономы надеются, что это открытие должно помочь понять процесс образования и развития галактик, а вместе с ними может быть высветлена история эволюции нашей Вселенной. Космический телескоп выступает здесь в роли "машины времени", ибо он показывает галактики такими, какими они были миллиарды лет назад. И чем они дальше от нас, тем более "молодыми" выглядят. Возраст самых удаленных объектов приближается к возрасту Вселенной. Словом, телескоп "Хаббл" дал человеку возможность заглянуть в такие немыслимые глубины Вселенной, куда его крупнейшие наземные телескопы не проникали.

Сегодняшняя космическая техника позволяет планировать сборку в космосе телескопа практически любых размеров. С помощью гигантских орбитальных телескопов можно будет детально изучать глубины Вселенной. Молодых исследователей ожидают новые чудо-телескопы на Земле, орбитальные астрофизические обсерватории, станции наблюдений на Луне и Марсе, а также новые чувствительные устройства для регистрации рентгеновских лучей и гамма-квантов, элементарных частиц (нейтринная астрономия) и гравитационных волн (гравитационная астрономия).

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».

Грануляция на Солнце. Яркие пятна - восходящие потоки газа в солнечной фотосфере, темные «щели» между ними - нисходящие. Фото: DDBJORN ENGVOLD ET. AL., ROYAL SWEDISH ACADEMY OF SCIENCES

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».

Российский космический радиотелескоп "Радиоастрон" получил изображения с самым высоким угловым разрешением в истории астрономии. Работа велась совместно с 15 наземными радиотелескопами из России (сеть "Квазар-КВО"), Европы и США. Астрономы при этом наблюдали активное ядро галактики в созвездии Ящерицы ― объект BL Lacertae .

Учёные смогли разглядеть на полученной "картинке" особенности структуры джетов - гигантских струй вещества, которые выбрасывает сверхмассивная чёрная дыра, расположенная в центре этой галактики, и восстановить структуру магнитного поля.

Но прежде чем рассказывать о том, какой результат получили учёные, стоит объяснить, за счёт чего был достигнут рекордный показатель.

Интерферометрия со сверхдлинной базой (РСДБ или VLBI) используется в радиоастрономии с 1974 года, она основана на наблюдении одного и того же объекта с помощью нескольких независимых радиотелескопов, разделённых определённым расстоянием (его называют "базой") и "складывании" полученных сигналов.

Созданная таким образом "картинка" эквивалентна той, которую мог бы дать гигантский радиотелескоп с диаметром зеркала равным расстоянию между телескопами.

Развитие этого метода наблюдений долгое время сдерживалось физическим барьером - телескопы нельзя было разнести на расстояние большее, чем диаметр Земли. С конца 1970-х годов астрофизик Николай Кардашев и его коллеги разрабатывали проект наземно-космического интерферометра, который мог бы преодолеть это ограничение. В 2011 году этот проект был осуществлён, на орбиту был выведен космический аппарат . На нём был установлен радиотелескоп с диаметром зеркала 10 метров, что позволило создать с базой практически равной расстоянию до Луны.

С момента своего запуска "Радиоастрон" успешно работает, и учёные, получающие от него данные, организуют совместные проекты с коллегами, использующими крупнейшие радиотелескопы Земли.

В ходе сеанса наблюдений, проведённого на самой короткой длине волны интерферометра (1,3 сантиметра) с участием 15 наземных радиотелескопов, учёные смогли добиться рекордного углового разрешения - 21 микросекунда дуги.

В результате этих наблюдений удалось "разглядеть" структуры размером в шесть тысяч астрономических единиц (одна астрономическая единица соответствует расстоянию от Земли до Солнца). Это примерно в 30 меньше, чем облако Оорта в Солнечной системе и в 45 раз меньше, чем расстояние от Солнца до ближайшей звезды Альфа Центавра.

"Это более чем в тысячу раз лучше разрешения космического телескопа "Хаббл". Оптический телескоп с таким угловым разрешением мог бы разглядеть спичечный коробок на поверхности Луны", — поясняет руководитель научной программы проекта из Астрокомического центра ФИАН Юрий Ковалев .

Он и его коллеги наблюдали за поведением объекта BL Lacertae. Это блазар ― сверхмассивная чёрная дыра, окружённая диском плазмы, разогретой до температур в миллиарды градусов. Мощные магнитные поля и высокие температуры формируют джеты (выбросы) - струи газа длиной до нескольких световых лет.

Теоретические модели предсказывали, что из-за вращения чёрной дыры и аккреционного диска, линии магнитного поля должны формировать спиральные структуры, которые в свою очередь ускоряют поток вещества, выбрасываемого джетами. Учёным с помощью "Радиоастрона" удалось визуализировать эти спиральные структуры, а также зоны ударной волны в области формирования джета, что позволило лучше понять, как работают эти самые мощные во Вселенной источники излучения (пока ещё учёным известно о них не так много).

"Ядро галактики оказалось экстремально горячим. Если бы мы попытались воспроизвести эти физические условия на Земле, то получили бы зону с температурой более триллиона градусов", - прокомментировал результаты научный сотрудник Института радиоастрономии общества Макса Планка Андрей Лобанов .

Все подробности рекордного исследования — в статье , опубликованной в издании Astrophysical Journal.

Добавим, что проект "РадиоАстрон" осуществляется Астрокосмическим центром Физического института им. П.Н. Лебедева РАН и Научно-производственным объединением им. С.А. Лавочкина по контракту с Роскосмосом совместно с многими научно-техническими организациями в России и других странах.

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