V minulém díle jsme se zaměřili na Slunce a jeho akustické projevy. Slunce 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 – 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 l a ν 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.
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.
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.
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.
Obr. 4. Aktivita na odvrácené straně ovlivní zvukové pole na přivrácené straně. Zpětnou rekonstrukcí
obrazu se zabývá helioseismická holografie. Zdroj: NSO, Stanford.
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 vodíku a hélia. 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 činnosti či nikoli. Helioseismologie potvrdila, že vnější konvektivní vrstva rotuje diferenciální rotací, zatímco rotace vnitřní zářivé vrstvy 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 plazmatu, 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.
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. 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.
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
Zdroje:
- Colin Stuart: Kepler picks up stellar vibrations; Physics World, Apr 8, 2011
- Michal Švanda: Helioseismologie, moderní směr ve výzkumu Slunce; Astropis 1 (2003) 14–17
- Michal Švanda: Helioseismologie – od oscilací k vnitřní struktuře; příspěvek na konferenci Člověk ve svém kosmickém a pozemském prostředí; Úpice 20–22.. 5 2008
- Jørgen Christensen-Dalsgaard: Helioseismology; arXiv:astro-ph/0207403v1 18 Jul 2002, 60 stran
- NOAO: Solar Music; NOAO Educational Text (NASA grant „Active Learning Exercises in Planetary and Solar Astronomy for K-3 Students“), 1996
- Jørgen Christensen-Dalsgaard et al.: Helio- and Asteroseismology; Stanford Solar Center, 1997
- Petr Kulhánek: SDO – nejcitlivější vesmírná observatoř pro výzkum Slunce; AB 18/2010
- Petr Kubala: Sonda Kepler se vydává do vesmíru hledat obyvatelné planety; AB 10/2009
