Что такое астросейсмология и зачем она нужна

Фред Кавли, распорядившись раз в два года награждать премией в миллион долларов успехи в областях астрофизики, нанотехнологий и нейронаук, мотивировал это решение так: одна занимается самым большим, другая самым маленьким, третья — самым сложным. В этом году «самая большая» наука в этом триумвирате представлена хрестоматийными объектами, звездами. Причем самыми обычными. Так астрономы называют звезды, похожие по природе, строению и эволюции на Солнце. О том, что они узнали лауреаты и, что самое важное, как, рассказывает астрофизик Антон Бирюков из ГАИШ МГУ.

Премию по астрофизике получили Конни Артс (Лёвенский католический университет, Бельгия), Йорген Кристенсен-Далсгор (Орхусский университет, Дания) и Роджер Ульрих (Университет Калифорнии в Лос-Анджелесе, США) — за «пионерские работы и исследования в областях гелио- и астросейсмологии». Эти ученые начиная с 70-х годов прошлого века внесли определяющий вклад в тогда еще молодой раздел астрофизики, который по-новому взглянул на звезды, их свойства и внутреннее строение. Хотя лучше даже сказать — услышал.

В 1926 году английский астрофизик Артур Эддингтон публикует ныне классическую монографию о внутреннем строении звезд. Начинается она так: «Похоже, что недра Солнца и других звезд наименее доступны для научного исследования, чем любая другая область вселенной. Наши телескопы могут заглянуть все дальше и дальше в пространство, но как мы можем получить надежное знание о том, что скрыто под толщей вещества? Какой прибор может проникнуть под поверхность звезды и измерить условия в ее недрах?»

Астрофизика — буквально «наука о природе звезд» — не может быть полна без понимания внутреннего устройства этих объектов. И не теоретического, о котором писал Эддингтон, но и его экспериментального подтверждения.

В 2022 году мы все еще далеки от того, чтобы запустить измерительный зонд в недра Солнца. Впрочем, мы не менее далеки и от того, чтобы пробиться в глубокие недра Земли. Однако геофизики уже не первое столетие изучают строение Земли по тому, как внутри нее распространяется волны упругих колебаний. Так возникла наука сейсмология. Астрофизики позаимствовали эту идею у коллег и, начиная и с 60-х годов прошлого века, начали измерять то, как распространяются колебания в недрах звезды. Таким образом родилась сначала гелиосейсмология (изучающая Солнце), а потом и астросейсмология (исследующая и другие звезды).

Так у нас появился инструмент, который был нужен Эддингтону. 

Звуки звезд

Если с земной сейсмологией все более-менее знакомы, то как и почему этот метод вообще может работать для звезд? Ведь мы не устанавливаем на поверхности Солнца и других звезд сейсмические датчики!

Это действительно так. Но звук, который пронизывает звезды, в общем можно увидеть при помощи обычных телескопов. А именно, увидеть изменения, которые звуковые волны порождают на «поверхности» звезды.

Вообще, строго говоря, неверно утверждение, что в космосе царит оглушительная тишина. В действительности, конечно, упругие волны бывают в любой материальной среде. В том числе и межзвездной и межпланетной: они, конечно, разрежены, но совсем не пусты. И уж тем более звуковые волны распространяются в недрах весьма плотных звезд. Так, например, средняя плотность Солнца в 1,4 раза больше плотности воды, в которой звук распространяется очень хорошо — дельфины и киты не дадут соврать.

Но откуда он там берется?

Чтобы это понять, давайте представим звезду в виде чайника, который стоит на горячей плите. Плита, в данном случае — это ядро звезды, в котором идут термоядерные реакции и генерируется энергия. Эта энергия передается более высоким слоям звезды, точно так же, как и тепло плиты нагревает дно чайника. В чайник налита вода — холодное и разреженное вещество. Она тоже нагревается и затем вскипает. Кипящий чайник от еще не закипевшего очень просто отличить в том числе и на слух — он порождает низкочастотный шум. С Солнцем происходит примерно то же самое. Его внешние слои, доступные земному наблюдателю, конечно, не совсем кипят, но тоже отдают вовне тепловую энергию. Перенос тепла в них происходит за счет конвекции, вместе со струями поднимающегося вещества. И эта конвекция внешних слоев Солнца тоже порождает звуковые волны.

Бурление воды в чайнике прекрасно слышно благодаря сравнительно высокой плотности воздуха, который хорошо проводит звук. В космосе же среда куда более разрежена, поэтому в буквальном смысле услышать Солнце нельзя, не говоря уже о других звездах. Но всмотревшись в его поверхность, мы можем этот звук увидеть.

Рассмотреть гул Солнца

Исследования в области астросейсмологии начались с гелиосейсмологии, то есть с изучения ближайшей к нам звезды. В начале 60-х годов прошлого века группа астрофизиков из Калифорнийского технологического института под началом Роберта Лейтона разглядела на Солнце конвекцию внешних слоев. Они увидели, как пузыри плазмы диаметром около 10 тысяч километров поднимаются и опускаются на его поверхности со скоростью около 500 метров в секунду и периодом в 296 секунд. Это были уже ставшие знаменитыми пятиминутные колебания Солнца. Как раз они порождают волны, которые распространяются внутрь Солнца. И, что важно, распространяются не прямолинейно, а так же, как сейсмические волны в толще Земли — преломляясь, поворачивая и выходя на поверхность уже в другой точке. Это так называемы p-волны или волны давления (pressure waves). Они — звучат.

Сейсмические волны внутри Земли. Эпицентр – источник волн, как правило землетрясение, произошедшее неглубоко под поверхностью. Далее акустические волны — продольные (волны давления, p-волны) и поперечные (сейсмические, s-волны) — распространяются через недры Земли по криволинейным траекториям. Скорость распространение сейсмических волн зависит от свойств недр Земли на пути распространения. Поэтому, восстановив этот путь по задержке в приходе волны в разные точки на поверхности Земли, можно получить информацию о структуре планеты

Моды стоячих волн: волны малой длины — ближе к поверхности, волны большой длины — уходят глубоко, к ядру звезды

 

По солнечным недрам распространяются упругие колебания нескольких типов — и ведут они себя по-разному. Так, у поверхности устанавливается рисунок из стоячих звуковых волн — p-волны, колебания которых можно увидеть. В звезде возникает несколько мод p-волн, которые позволяют проверить условия на разных глубинах. Характерные частоты волн давления в Солнце равны нескольким миллигерцам.

В центральной области звезды распространяются так называемые g-волны. Это волны гравитации, которые не следует путать с гравитационными волнами. Это не звук, но волны, похожие на колебание поверхности воды, в которую брошен камень. Они обладают меньшей частотой (десятки микрогерц) и оказываются «заперты» во внутренней части звезды — зоне лучистого переноса. Это слои, достаточно горячие, чтобы передавать энергию с помощью излучения, а не конвекцией. В недрах звезд g-волны оказывают дополнительное влияние и на распространение звуковых p-волн.

   
То, как именно p-волны проникают в недра звезды, где именно они поворачивают, где выходят на поверхность, какой рисунок стоячих волн они образуют — все это зависит от конкретных физических свойств толщи звезды. В первую очередь от температуры, плотности и агрегатного состояния вещества. Роджер Ульрих разработал строгую теорию, которая связывает свойства наблюдаемых колебаний Солнца с его внутренним строением. Он связал наблюдения и физику. Собственно, схожая физика используется и в сейсмологии. С той разницей, что источники сейсмических волны в Земле — естественные землетрясения или искусственные толчки. Таким же методом уже исследовались недра Луны и Марса.

Сравнивая колебания земной поверхности в разных точках, задержки прихода звуковой волны от одного землетрясения до разных измерительных пунктов, геологи могут делать выводы о внутреннем строении Земли. Как минимум о том, какова плотность ее вещества на разных глубинах.

Гелиосейсмология следует тому же методу. На Солнце устанавливается картинка стоячих звуковых волн разной длины. Эта длина кратна длине пути, проходимому звуковой волной. Что, в свою очередь, определяется размерами Солнца и той глубиной, на которую эти волны доходят.

Одна из гармоник стоячих звуковых волн в Солнце. Разным цветом обозначены «провалы» и «возвышенности» на поверхности Солнца в заданный момент времени. Они меняются местами с периодом в несколько минут. Высоты этих возвышенностей (как и глубины провалов) очень малы — лишь несколько метров. Но эффект этих колебаний вполне измерим

В действительности картина стоячих волн немного сложнее, чем на рисунке, на котором показана лишь одна гармоника колебаний. Солнце выглядит еще более пятнистым. Но все колебания можно разобрать на составляющие и построить их спектр — зависимость интенсивности каждой гармоники от ее частоты.

Спектр солнцеподобной звезды. По горизонтальной оси отложена частота колебаний в миллигерцах, по вертикальной — амплитуда изменений яркости звезды на этой частоте, в миллионных долях от средней яркости. Частоты, на которых наблюдаются отдельные пики в этом спектре, и расстояния между этими пиками — основная информация, которую обрабатывают астросейсмологи

Именно вид этого спектра — положения отдельных пиков и расстояние между ними — в конечном итоге говорит исследователям о том, как устроены недра звезды, в которых распространяются звуковые волны.

Звуковые волны, выходящие на поверхность Солнца, вызывают ее медленные покачивания вверх-вниз — примерно так дрожит мембрана большого звучащего динамика. Эти движения поверхности фиксируются с помощью эффекта Доплера. По спектру разных участков Солнца наблюдатели могут измерять положение линий известных химических элементов, и их смещение относительно лабораторной длины волны будет говорить о скорости движения вещества.

Ad astri

Но как быть с другими звездами? Разглядеть в деталях их поверхность, в отличие от солнечной, мы не можем. Из-за гигантских расстояний остальные звезды предстают в просто в виде светящихся точек. Зато мы можем измерять блеск этих точек с высокой точностью — и делать это регулярно.

Можно сказать, что все звезды переменны (и Солнце не исключение) — их блеск меняется с течением времени. У одних в большей степени, у других — в меньшей. И в некоторых случаях эта переменность определяется как раз колебаниями поверхности звезды.

Нам давно известны звезды, поверхность которых колеблется очень сильно — это так называемые пульсирующие переменные звезды. Одни из самых ярких таких звезд — цефеиды. Это звезды-сверхгиганты, своим именем обязанные Дельте в созвездии Цефея. Они расширяются и сжимаются с периодом в несколько суток. Расширяясь, они охлаждаются — примерно так же, как охлаждается воздух, выходящий из баллончика под давлением. А охлаждаясь, сильно тускнеют, поскольку светимость нагретого тела в хорошем приближении пропорциональна четвертой степени его температуры. Чем холоднее звезда, тем меньше и ее светимость. Но верно и обратное: сжимаясь, звезда разогревается и становится ярче. Это мы и наблюдаем в цефеидах. Болеет того, доплеровские измерения движения поверхности подтверждают, что изменение их блеска связано именно с физическими пульсациями.

Зависимость наблюдаемых параметров цефеиды от времени. На верхнем рисунке — видимая яркость звезды, которая периодически растет и падает с периодом в несколько суток. Это кривая блеска звезды. На втором рисунке — температура внешних слоев звезды, измеренная из формы спектра. Чем выше температура, тем выше и яркость. И наоборот. На третьем рисунке вычисленный радиус звезды (в относительных единицах). Звезда то сжимается, то расширяется с амплитудой около 10 процентов. Чем звезда меньше, тем она ярче. Наконец, на нижнем рисунке — синхронно измеренная скорость звезды относительно наблюдателя. Именно такие колебания скорости соответствуют пульсирующей поверхности
   

Однако представьте себе, что разные части звезды пульсируют по-разному. Какие-то опускаются, какие-то поднимаются. Какие-то становятся ярче, а какие-то — наоборот, тускнеют. Причем размеры таких ячеек неоднородности могут быть очень разными. Тогда зависимость блеска звезды от времени изменится.

Кривые блеска звезд-гигантов разных размеров. Звезды меньшего размера «шумят» с более высокой частотой. Здесь кроется та же физика, которая задает диапазон звучания музыкальных инструментов разного размера. Так, флейта-пикколо в несколько раз меньше альтовой флейты, но и звучит, в среднем, на полторы октавы выше

Блеск будет меняться сложным, непредсказуемым образом. Однако если выловить в этих изменениях отдельные периоды (разложив весь этот шум на составляющие), то можно выяснить, колебаний каких размеров на поверхности звезды больше, а каких меньше. Какие из них сильнее, а какие слабее. Это та же самая наблюдательная задача, которую решают в гелиосейсмологии.

Колебания блеска, вызванные именно акустическими волнами, весьма малы. Чтобы заметить их, нужны телескопы, которые могут измерить блеск звезды с очень высокой точностью — до сотых и даже тысячных долей процента. Такие телескопы появились не так давно. Это, в первую очередь, космические телескопы: европейский CoRoT, американские TESS и Kepler. Особенно последний. Все эти телескопы были созданы в первую очередь для поиска и исследования экзопланет транзитным методом. Эта задача тоже требовала высокой точности измерения яркостей. В отличие от апериодических упругих колебаний поверхности звезды, транзит — строго периодическое явление. Он приводит к слабому падению блеска звезды в тот момент, когда планета затмевает часть диска звезды, один раз за свой орбитальный период. На фоне «шума» упругих колебаний строго периодические изменения блеска хорошо заметны.

Зачем все это нужно?

Гелиосейсмология позволила восстановить картину вращения недр Солнца.

Солнце «в разрезе». Ось вращения Солнца направлена вдоль вертикали, а разным цветом на рисунке показана скорость вращения различных слоев звезды. Внешние слои вращаются с разной скоростью, зависящей от широты: экватор делает оборот за примерно 25 суток, а полюса — за 30. В то же время, на глубине около 0,7 радиуса Солнца скорость вращения выравнивается и не зависит ни от расстояния до центра светила, ни от широты. Там реализуется так называемое твердотельное вращение

Теперь мы знаем, что внутри Солнце вращается как твердое тело вплоть до начала конвективной зоны. Она занимает только наружние 30 процентов, и в ней наблюдается так называемое дифференциальное вращение: внешние слои Солнца вращаются быстрее на экваторе, чем на полюсах. Граница между внутренней и внешней зонами играет важную роль в формировании крупномасштабного магнитного поля нашего светила. Большой вклад в этот результат внес второй лауреат этого года, Йорген Кристенсен-Далсгор.

Гелиосейсмология сыграла ключевую роль в подтверждении той модели внутреннего строения Солнца, которая предсказывала, что поток солнечных нейтрино должен быть в три раза больше, чем наблюдаемый. Это проблема десятилетия мучала астрофизиков. У нее были два решения: либо признать, что существующая модель Солнца неверна, либо сказать, что с нейтрино происходит что-то необъяснимое. И благодаря гелиосейсмологии удалось выяснить, что дело в нейтрино. Поток нейтрино зависит от распределения плотности, температуры и химического состава солнечного ядра. Которые можно проверить методами гелиосейсмологии. Поэтому коррективы в теорию пришлось вносить исследователям элементарные частицы, а не их коллегам-астрофизикам (подробнее о проблеме солнечных нейтрино читайте в материалах «Н значит нейтрино» и «Чистая аномалия»).

Конни Артс известна астросейсмическими исследованиями звезд-гигантов — которые уже прошли солнечную стадию и израсходовали водородное топливо. Эти звезды обладают немного другим внутреннем строением. Астросейсмология позволила различить звезды, находящиеся на разных стадиях своей эволюции и ответить на вопрос о том, в каких из них гелий горит термоядерным образом. Ведь если в ядре звезды прямо сейчас горит гелий, то его температура и плотность будут отличаться от температуры и плотности спокойного ядра. Поэтому и упругие волны распространяются в нем иначе. Горение гелия — довольно быстрый процесс по сравнению с временем жизни звезды, поэтому по нему можно довольно точно определить возраст звезды. Кроме этого, измерение спектра колебаний дало возможность лучше понять вращение внутренних слоев проэволюционировавших звезд и сравнить с тем, что предсказывает теория звездной эволюции.

Астросейсмология оказалась одним из самых точных методов измерения масс, размеров и, как следствие, возрастов одиночных звезд. Массы звезд связаны с их плотностью — а от нее зависит скорость звука в недрах звезды. Вместе с размерами звезды, эта скорость определяет характерное время, за которое звуковая волна проходит всю звезду. А время – это величина, связанная с частотой колебаний поверхности. Начиная с работ Ульриха 80-х годов и других теоретиков, в арсенале астросейсмологов есть так называемые отношения подобия, которые по величине максимальной частоты, с которой меняется блеск звезды, а также по разности частот между основными гармониками, позволяют восстанавливать массу, радиус и плотность звезды в солнечных единицах. С другой стороны, модели звездной эволюции предсказывают вполне конкретные значения массы, радиуса, светимости и температуры для звезды заданного возраста, начальной массы и химического состава.

Все эти соотношения и модели позволяют с помощью астросейсмологических методов проверять теории звездной эволюции — одни из основополагающих теорий в астрофизике. А значит, и правильно понимать то, какое будущее ждет наше Солнце.

Но на этом возможности астросейсмологии не заканчиваются. Например, определение параметров экзопланеты, в общем, зависит от того, насколько хорошо мы знаем параметры звезды, вокруг которой экзопланета обращается. Именно благодаря астросейсмологии стало возможным обнаружить планеты земной массы, расположенные в так называемой зоне обитаемости своих звезд.

Гелио- и астросейсмология позволяют отвечать на многие вопросы о жизни звезд не с умозрительной, а с практической точки зрения. Они оказались именно тем инструментом, о котором думал Эддингтон, и который позволил проткнуть поверхность звезды и заглянуть в ее очаг. И если бы сегодня он решил написать ту же книгу о звездах, почти наверняка она начиналась бы со слова «астросейсмология».

Источник:  https://nplus1.ru/