Sluneční a hvězdná hudba I

Slunce se chová jako obrovská rezonanční dutina, která podobně jako zvon zvučí v mnoha tónech. Turbulence ve vzestupných proudech plazmatu pod povrchem tento přírodní zvon neustále rozezvučují. Jako byste na skutečný zvon namířili zevnitř mnoho trysek chrlících na vnitřní povrch zvonu tisíce zrnek písku a on se rozezněl v jemných tóninách daných jeho vlastními frekvencemi. Slunce lze připodobnit k obřímu hudebnímu nástroji. Jsou zde ale dva podstatné rozdíly: 1) hudební nástroje hrají jen občas, Slunce neustále. 2) hudební nástroje mají několik desítek kláves nebo strun či tónů, zatímco Slunce má přes deset milionů vlastních frekvencí, které se skládají do sluneční hudby. Zvuk Slunce můžeme pozorovat jako jemné chvění jeho povrchu. Pečlivou analýzou těchto oscilací lze zjistit jaké je Slunce hluboko pod povrchem nebo dokonce objevit skvrny na jeho odvrácené straně. Stejná technika se začala používat i u hvězd. Zvukové vlny byly detekovány ze Země u 25 hvězd. Naprostou revoluci znamená vesmírná observatoř Kepler, která pořídila zvukové nahrávky 500 hvězd podobných našemu Slunci. Zrodila se astroseismologie – určování vlastností nitra hvězd za pomoci zvukových vln.

Obr. 1. Šíření zvuku ve Slunci.

Helioseismologie

Helioseismologie je vědní obor, který studuje sluneční nitro na základě pozorování akustických vln na povrchu Slunce. Samotný název vznikl složením tří řeckých slov: helios (Slunce, světlo), seismos (třesení), logos (pochopení, rozprava). Za počátek helioseismologie lze považovat již rok 1960, kdy američtí astronomové Robert Leighton, Robert Noyes a George Simon objevili (při sledování Dopplerova posunu absorpčních čar) pětiminutové oscilace slunečního povrchu. Pozorovali je v 18 metrů vysoké sluneční věži na observatoři Mt. Wilson v jižní Kalifornii a poté je systematicky zkoumali několik následujících let. Nicméně k plnohodnotnému vědnímu oboru vedla ještě dlouhá cesta. V roce 1970 vysvětlili původ pětiminutových oscilací Roger Ulrich, John Leibacher a Robert Stein. Ukázali, že Slunce může fungovat jako rezonanční akustická dutina a rozezvučit se podobně jako zvon. V roce 1980 byly za pomoci helioseismologie objeveny podpovrchové torzní oscilace Slunce, v roce 1997 plazmové řeky a od roku 2001 je rutinně zobrazována za pomoci zvukových vln odvrácená strana Slunce. Helioseismologie se stala účinným nástrojem pro výzkum naší nejbližší hvězdy.

Slunečním nitrem se, na rozdíl od Země , nešíří různé střižné vlny, ve kterých se látka vysouvá do boků, tedy napříč směru šíření. Sluncem se šíří zejména podélné vlny, ve kterých částice plazmatu kmitají ve směru šíření vlny a tím vytvářejí charakteristické oblasti zhuštění a zředění plazmatu. Ve Slunci rozlišujeme tři základní módy vln: p vlny, g vlny a f vlny. P vlny jsou vlny, kde vratnou silou je tlak plazmatu, proto se označují písmenkem p (z anglického pressure, tlak). Dobře procházejí slunečním nitrem, odrážejí se od povrchu Slunce a při průchodu Sluncem se mění s rostoucí hustotou a teplotou jejich rychlost. Proto se nepohybují přímočaře, ale postupně se lámou tak, že se dostanou jen do určité vzdálenosti od jádra a poté se vrátí zpět k povrchu (viz obrázek 1). Výsledkem je, že Slunce funguje jako rezonanční dutina, v níž jsou tyto vlny zachyceny a mohou vytvořit stojaté vlnění. Kromě p vln existují ještě povrchové vlny (tzv. f vlny z anglického fundamental) a g vlny, jejichž vratnou silou je gravitace a které by se měly šířit jen slunečním jádrem a jeho okolím. K vyšetřování podpovrchových vrstev Slunce se dnes výhradně využívají p vlny zobrazené na obr. 1, které se šíří nitrem Slunce a dosahují až k povrchu, kde se odrážejí a kde jsou detekovatelné. Jejich analýzou lze zjistit řadu zajímavých jevů probíhajících nejen hluboko pod povrchem, ale i na odvrácené straně Slunce.

Rozkmitání povrchu sféry znamená, že některá místa se ocitnou ve vzdálenosti větší, než je poloměr sféry (kopečky), jiná ve vzdálenosti menší (údolí). Linie, které zůstaly na původním poloměru nazýváme uzlové linie. Počet uzlových linií na povrchu sféry označujeme písmenem l a nazýváme sférická harmonická (stupeň oscilací, vlnové číslo). Pokud je l = 0, sféra jen „dýchá“, tj. nafukuje se a splaskává v radiálním směru. Pro l ≠ 0 se na povrchu sféry již objevují kopečky a údolí. Čím větší je sférická harmonická, tím menší plochu na povrchu sféry zaujímají kopečky a údolí a tím kratší vlnovou délku má popisovaná vlna. Pro konkrétní hodnotu sférické harmonické l existuje celkem 2l+1 základních módů vln, které mají všechny stejný počet uzlových linií. Tyto módy označujeme číslem m (azimutálním číslem neboli řádem), které určuje, kolik uzlových linií protnulo rovník. Nejvyšší možná hodnota je samozřejmě l, tj. všechny uzlové linie protnuly rovník. Nejmenší možná hodnota je nula – žádná uzlová linie rovník neprotnula. Azimutální číslo může mít i záporné hodnoty, jde o zrcadlově symetrická řešení – vlnění vypadá stejně jako s kladným m, ale je jeho zrcadlovým obrazem vzhledem k rovině rovníku. Celkem tedy ke každé sférické harmonické l existuje 2l+1 základních vlnových módů lišících se číslem m, které může nabývat hodnot −l, −l+1,..., 0, l−1, l. Například pro l = 2 existuje 5 vlnových módů lišících se hodnotou m = −2, −1, 0, 1, 2.

Obr. 2. Některé módy p vln. V dolní části jsou znázorněny uzlové plochy. Zdroj: Robert Noyes, Sky Publish. Corpor.

Jednotlivé módy p vln jsou jednoznačně určeny třemi čísly. K sférické harmonické l a azimutálnímu číslu m přibude ještě radiální číslo n, které popisuje vlnění v radiálním směru. Radiální číslo určuje počet uzlů vlny od středu Slunce až k povrchu. Počet módů, na kterých může Slunce zvučet je přes 10 milionů. Různé módy lze využít k výzkumu různých částí slunečního nitra. Na obrázku 3 si povšimněte, že směrem do hloubky vlnová délka p vln roste, tím se mění jejich rychlost, dochází k lomu a odklonu od přímého šíření, jak je patrné na obrázku 1. Vlnové délky p vln jsou od 1 000 km výše. Perioda oscilací zabírá širokou škálu od 1,5 minuty do 20 minut (tomu odpovídají frekvence od 1 do 10 milihertzů) s ostrým maximem kolem 5 minut (frekvence 3,3 mHz). Pětiminutové oscilace jsou na Slunci nejvýraznější a byly objeveny jako první již v roce 1960. Jejich amplituda na povrchu činí stovky kilometrů co se výchylky týče. Amplituda rychlosti těchto oscilací je 0,1 metru za sekundu (tu lze měřit za pomoci Dopplerova posunu).

Obr. 3. Počítačové zobrazení p vlny na Slunci (n = 14, l = 20, m = 16). Zdroj: ESO.

Některé přístroje

Životnost různých módů je na Slunci různá. Může trvat od několika dnů do několika měsíců. V průběhu této doby se vybuzený mód samovolně utlumí. Turbulence v konvektivní zóně ho ovšem budou budit znova a znova. Pokud má mít měření zvučícího Slunce nějaký význam, musí trval několikanásobně déle, než je životnost sledovaného módu. A v tom je základní kámen úrazu při pozorování ze Země. Otáčející se Země s sebou přináší střídání dne a noci a tím pádem přerušení pozorování nejdéle po dvanácti hodinách (pokud nepozorujeme z pólu). Tento problém lze řešit třemi způsoby: 1) pozorováním z polárních oblastí, 2) pozorováním z více pozemských stanic (GONG). 3) pozorováním z Vesmíru (SOHO, SDO).

GONG

Projekt GONG je součástí americké observatoře NSO (z anglického National Solar Observatory, Národní sluneční observatoř). Samotné slovo GONG je zkratkou z anglického Global Oscillation Network Group neboli Globální síť pro výzkum oscilací. Cílem projektu je výzkum slunečního nitra z analýzy slunečních oscilací zaznamenávaných na povrchu Slunce. Za tím účelem bylo postaveno celkem šest stanic, jejichž polohy umožňují téměř nepřetržité monitorování Slunce. Nejzápadnější je stanice Mauna Loa na Havajských ostrovech. Na západním pobřeží severní Ameriky je kalifornská stanice Big Bear, v Čile v jižní Americe je stanice Cerro Tololo, na Kanárských ostrovech stanice Teide, v Indii observatoř Udaipur a šestici uzavírá australská observatoř LSO (Learmonth Solar Observatory). Všech šest stanic je plně automatických a mohou pracovat bez lidské obsluhy. Jejich srdcem je Michelsonův-Dopplerův interferometr (MDI) na optické lavici, do níž je sluneční světlo přiváděno ve vodorovném směru za pomoci dvou zrcadel sledujících Slunce. Vstupní otvor (apertura) přístroje je 2,8 cm, ohnisková vzdálenost 1 m. Soustava filtrů vybere okolí absorpční čáry neutrálního niklu s vlnovou délkou 676,8 nm. Laditelné interferometry měří intenzitu této čáry na několika vlnových délkách (resp. frekvencích) v těsném okolí této čáry. Tím je možné určit Dopplerův posuv zvolené spektrální čáry a z něho dopočíst aktuální rychlost vlnícího se plazmatu. Tento proces se provede pro každý pixel. Interferometry MDI na stanicích GONG měli v letech 1995 až 2001 rozlišení 256×256 pixelů a od roku 2001 pracují s rozlišením 1024×1024 pixelů. Vzniklý obraz radiálních rychlostí plazmatu se nazývá dopplerogram. Interferometry na stanicích GONG jsou schopné pořídit jeden dopplerogram za minutu. Pořizují se série snímků dlouhé 36 nebo 72 dní. Množství dat je tedy enormní, jedna série představuje 51 840 nebo 103 680 dopplerogramů.

Obr. 4. Rozmístění stanic projektu GONG. Zdroj: GONG.

SOHO

Tato sluneční observatoř je společným projektem americké NASA a evropské ESA. Byla vypuštěna v roce 1995 a je umístěna v Lagrangeově bodě L1. Tento bod je 1,5 milionů kilometrů od Země směrem ke Slunci. Vyrovnají se v něm přitažlivé síly Země a Slunce s odstředivou silou vznikající při oběhu sondy kolem Slunce. Název sondy vznikl jako zkratka z anglického SOlar and Heliospheric Observatory. Hlavním cílem je pozorování a výzkum slunečního povrchu, atmosféry, koróny a slunečního větru. Základem observatoře je dalekohled EIT o průměru 12 cm. Nás ovšem nejvíce zajímá Michelsonův-Dopplerův interferometr MDI, jehož činnost byla ukončena 12. dubna 2011. Přístroj MDI je podobné konstrukce jako intrerferometry na stanicích GONG. K pořizování dopplerogramů využíval také spektrální čáru neutrálního niklu s vlnovou délkou 676,8 nm a sledoval její změny způsobené oscilacemi. Přístroj pořídil první dopplerogram dne 21. prosince 1995 a poslední dne 12. dubna 2011. Sonda chrlila jeden dopplerogram za minutu s rozlišením 1024×1024 pixelů.

Obr. 5. Dopplerogram pořízený přístrojem MDI na observatoři SOHO. Tmavá barva zobrazuje rychlost plazmatu směrem k pozorovateli, světlá směrem od pozorovatele. Na dopplerogramu je odečtena rotace Slunce. Dobře patrná je tzv. supergranulace. Zdroj: NASA/ESA.

SDO

Jde o sluneční observatoř americké NASA, která byla vynesena raketou Atlas V na geosynchronní dráhu v únoru 2010. Název observatoře je zkratkou z anglického Solar Dynamics Observatory. Data jsou bez ukládání přenášena přímo do pozemské stanice ve White Sands. Základem observatoře jsou čtyři dalekohledy o průměru 20 cm, pomocí kterých je sledováno Slunce celkem v deseti spektrálních čarách (od extrémního UV po viditelné světlo). Jeden snímek je možné pořídit každých deset sekund, a je proto možné z nich snadno skládat videa procesů probíhajících na Slunci. Rozlišovací schopnost je kolem 1 obloukové vteřiny. Dalším přístrojem je EVE (z anglického EUV Variability Experiment), zařízení určené pro sledování fluktuací ultrafialového záření Slunce, které významně ovlivňuje horní vrstvu atmosféry Země. Na observatoři je také helioseismometr a magnetometr HMI (z anglického Helioseismic and Magnetic Imager), který je následovníkem přístroje MDI na observatoři SOHO. Pořizuje dopplerogramy a současně je schopen vytvořit mapu magnetických polí na povrchu Slunce. Helioseismometr HMI využívá spektrální čáru neutrálního železa o vlnové délce 617,3 nm a má úhlové rozlišení 1″. Jen pro zajímavost: přirozená šířka čáry je přibližně 10 pikometrů, posun čáry způsobený zvukovou vlnou je řádově 0,0002 pm, to znamená, že podíl posunu a šířky čáry je řádově 10^–5!. Sonda tedy musí měřit se zcela výjimečnou přesností. Jeden dopplerogram pořídí za méně než 50 sekund. Vstupní otvor přístroje má průměr 14 cm, ohnisková vzdálenost je 495 cm, rozlišení 4096×4096 pixelů a životnost by měla být delší než pět roků. Jde zatím o nejdokonalejší přístroj schopný pořizovat dopplerogramy.

Obr. 6. Sluneční observatoř SDO pečlivě sleduje Slunce čtveřicí dvaceticentimetrových dalekohledů. Na palubě
má také interferometr HMI, který je nejlepším přístrojem pro současnou helioseismologii. Zdroj: NASA.

Příště: Analýza dopplerogramů

Zdroje:

1. Colin Stuart: Kepler picks up stellar vibrations; Physics World, Apr 8, 2011
2. Michal Švanda: Helioseismologie, moderní směr ve výzkumu Slunce; Astropis 1 (2003) 14–17
3. Michal Švanda: Helioseismologie – od oscilací k vnitřní struktuře; příspěvek na konferenci Člověk ve svém kosmickém a pozemském prostředí; Úpice 20–22.. 5 2008
4. Jørgen Christensen-Dalsgaard: Helioseismology; arXiv:astro-ph/0207403v1 18 Jul 2002, 60 stran
5. NOAO: Solar Music; NOAO Educational Text (NASA grant „Active Learning Exercises in Planetary and Solar Astronomy for K-3 Students“), 1996
6. Jørgen Christensen-Dalsgaard et al.: Helio- and Asteroseismology; Stanford Solar Center, 1997
7. Petr Kulhánek: SDO – nejcitlivější vesmírná observatoř pro výzkum Slunce; AB 18/2010