Гелиосейсмология – молодая область исследований, позволяющая изучать внутреннее строение Солнца по наблюдению колебаний его внешних слоев. Процессы во внешней части конвективной оболочки порождают волны, распространяющиеся внутрь. Солнце в ответ на эти возмущения ведет себя как резонирующая полость (для упрощения попробуйте представить себе, что по резонирующей полости не бьют, а сыпят на нее песок). На определенной глубине происходит отражение волны, она возвращается во внешние слои и порождает наблюдаемые колебания. Анализ этих колебаний на разных частотах и пространственных масштабах позволяет восстановить свойства солнечных недр на всех глубинах конвективной оболочки, в лучистой зоне и даже в ядре, где идут термоядерные реакции!
Гелиосейсмология изучает внутреннюю структуру Солнца с помощью анализа колебаний его поверхности.
Наблюдаемые волны возбуждаются турбулентной конвекцией в приповерхностном слое, где скорость этого процесса наиболее высока. Однако в деталях механизма генерации волн остается немало неясностей. Волна, возбужденная вблизи поверхности, начинает распространяться внутрь со скоростью звука. Скорость звука в среде растет по мере погружения вглубь Солнца, поэтому на некоторой глубине волна отражается и движется обратно к поверхности. Поверхность также отражает волны, но по другой причине – из-за скачка плотности. В результате волны оказываются «запертыми».
Существует три основных типа волн. Во-первых, это собственно акустические волны – p-волны (p – pressure, давление). Они в основном присутствуют в конвективной оболочке и верхней части лучистой зоны. Во-вторых, g-волны (g – gravity), для которых важна архимедова сила. Этот тип колебаний в основном сконцентрирован в недрах Солнца, под конвективной зоной, поэтому наблюдать их очень сложно. Наконец, есть просто поверхностные гравитационные волны (не путать с гравитационными волнами в общей теории относительности!), которые обозначают буквой f. Чаще всего обсуждаются акустические p-волны.
Колебания поверхностных слоев измеряются по доплеровскому сдвигу при наблюдениях в спектральных линиях. Впервые это было обнаружено в начале 1960-х гг. Лейтоном и его соавторами (Robert Leighton, Robert Noyers, George Simon). Эти ученые открыли пятиминутные колебания Солнца (названы по продолжительности их периода) с амплитудой скорости несколько сотен метров в секунду и пространственными масштабами порядка тысяч километров. Это самые заметные вертикальные колебания атмосферы Солнца.
Волны возбуждаются вблизи поверхности Солнца турбулентной конвекцией.
Дальнейшие исследования показали, что наблюдаемые осцилляции с периодом около 5 минут – это стоячие акустические волны. Сейчас обнаружены колебания с периодами от 3 до 55 минут. Для их существования должно выполняться условие, сводящееся к комбинации длины волны (в горизонтальном направлении) и ее частоты. По сути, удается построить зависимость скорости звука от глубины.
Типичные периоды наблюдаемых колебаний Солнца составляют от нескольких минут до часа.
На распространение акустических волн влияют магнитные поля. Во-первых, они меняют параметры среды, изменяя и скорость звука. Во-вторых, поскольку вещество Солнца ионизовано, колебания среды с магнитным полем могут приводить к возникновению магнитогидродинамических волн. Из-за этого энергия акустических волн переходит в энергию волн магнитогидродинамических. К тому же магнитные поля могут оказывать влияние и на само возникновение волн, а не только на их распространение. Все это позволяет получать данные о магнитных полях в рамках гелиосейсмологических исследований. Правда, зачастую результаты оказываются зависимыми от выбранных моделей.
Кроме того, на колебания влияет вращение Солнца. В результате оказывается возможным определить, как меняется скорость вращения с глубиной на разных широтах. Также удается получать данные о крупномасштабных потоках вещества в недрах Солнца (например, связанных с конвекцией).
Гелиосейсмологические данные играли важную роль в решении проблемы солнечных нейтрино. Именно анализ данных о солнечных колебаниях позволил подтвердить стандартную модель Солнца, показав, что решение проблемы должно быть связано со свойствами нейтрино, а не с неизвестными отклонениями от модели строения звезды.
Разные волны проникают на разную глубину, что позволяет определять условия в недрах Солнца.
Именно гелиосейсмологические данные позволили достаточно точно определить положение так называемой тахолинии – границы между лучистым ядром и конвективной оболочкой. Она залегает на глубине около 0,3 радиуса Солнца. В этом месте резко изменяется значение скорости звука. Видимо, именно эта область играет ключевую роль в работе солнечного динамо – в генерации (усилении) магнитного поля. Вообще же анализ p-мод (мода – тип колебаний) колебаний Солнца позволяет изучать его структуру от самых глубин (0,05 радиуса) до внешних слоев.
Анализ p-мод колебаний позволяет изучать структуру Солнца на глубине от 0,05 до 0,96 радиуса.
Кроме того, гелиосейсмологические данные помогают оценить содержание гелия в конвективной оболочке. Присутствие гелия меняет среднюю молекулярную массу вещества, что, в свою очередь, сказывается на скорости звука. Такие данные весьма важны, поскольку помогают определить начальное содержание гелия в Солнце.
Начиная с запуска спутника SOHO (Solar and Heliospheric Observatory – Солнечная и гелиосферная обсерватория) в 1995 г., основной поток гелиосейсмологических данных получают с помощью космических аппаратов (в настоящее время это в первую очередь спутник SDO – Solar Dynamics Observatory). Однако и наземные наблюдения тоже вносят свой вклад.
Для нужд гелиосейсмологии активно используют спутниковые наблюдения.
Кроме подходов, связанных с изучением глобальных мод солнечных осцилляций, позволяющих анализировать общие, стабильные на заметных временных интервалах характеристики Солнца, существует так называемая локальная гелиосейсмология. Задачей этого подхода является исследование структур под солнечной поверхностью на относительно небольших пространственных и временных масштабах.
Волны могут распространяться вглубь Солнца по разным траекториям. На некоторой глубине произойдет отражение волны и ее возврат к поверхности, которая, в свою очередь, снова отразит волну, начав новый цикл. Испущенные в одной точке, но идущие по разным траекториям волны будут отражаться на разной глубине, а потому и на поверхность выйдут на разных расстояниях от точки генерации. Волна, распространяющаяся под небольшим углом к поверхности, отразится на меньшей глубине и выйдет на поверхность ближе к точке старта. Волна, уходящая вглубь почти по радиусу, до отражения может проникнуть глубже в недра Солнца и вернется к поверхности далеко от места генерации. Обработка данных дает возможность определить, сколько времени требуется волне для распространения от одной точки поверхности до другой. Из одной точки в другую волна может попасть разными путями: распространяясь вблизи поверхности и совершив много циклов отражения или совершив один цикл с отражением на большей глубине. При этом чем глубже уйдет волна, тем быстрее она проделает свой путь (на большей глубине скорость звука выше!). Измерение времени распространения в зависимости от пройденного пути, в свою очередь, позволяет решить обратную задачу по определению параметров в недрах (прямой задачей был бы расчет наблюдаемой картины при известных параметрах недр).
Такая методика позволила, в частности, обнаружить крупномасштабные подповерхностные потоки вещества, существующие вокруг активных областей. Локальная гелиосейсмология также позволила выяснить структуру подповерхностных потоков вещества в областях супергранул и под солнечными пятнами.
Локальная гелиосейсмология позволяет изучать внутреннюю структуру в локализованных областях, таких как пятна и супергранулы.
Подобно тому как недра Земли удается «просветить» благодаря мощным землетрясениям или подземным ядерным взрывам, недра Солнца зондируются сейсмическими волнами, возникающими при очень мощных солнечных вспышках. Это также входит в сферу интересов (и методов) гелиосейсмологии.
Дальнейшим развитием методов, разработанных для изучения Солнца, стала астросейсмология, но в этом случае изучаются колебания других звезд. Хотя мы не видим звездные диски в деталях, благодаря спутниковым наблюдениям (с помощью аппаратов CoRoT, MOST, Kepler) удается получать данные о колебаниях звезд (и обычных, и гигантов). Эти данные помогли существенно пополнить запас наших знаний о структуре и эволюции звезд.
В 1859 г. впервые наблюдалась солнечная вспышка, которая до сих пор считается самой мощной из всех достоверно известных. Ее называют событием Каррингтона, в честь английского астронома-любителя Ричарда Каррингтона (Richard Carrington), который (как и Ричард Ходжсон (Richard Hodgson)) заметил яркую белую вспышку на Солнце, произошедшую 1 сентября 1859 г. Это был период высокой солнечной активности, с 28 августа по 2 сентября на Солнце были отмечены крупные группы солнечных пятен. Вспышка сопровождалась корональным выбросом, который достиг Земли 2 сентября (для этого ему понадобилось чуть менее 18 часов, т. е. скорость его составила более 2300 км/с). В результате были отмечены сильные магнитные возмущения, полярные сияния наблюдались даже на низких широтах (например, на Кубе), и функционирование телеграфных сетей было серьезно нарушено.
Самая мощная из достоверно известных солнечных вспышек наблюдалась в 1859 г.
С тех пор столь мощные вспышки, сопровождаемые гигантскими корональными выбросами, не были зарегистрированы (возможно, сравнимое событие произошло на Солнце в июле 2012 г., но выброс вещества не попал в Землю). Однако анализ отложений в ледяных кернах, а также изучение годичных колец деревьев позволяют аргументированно предположить, что мощные солнечные вспышки происходили и ранее (например, в I тыс. н. э.). Как бы то ни было, и в наше время солнечные вспышки являются самыми мощными транзиентными (т. е. происходящими время от времени) явлениями в Солнечной системе. Такие события являются потенциально опасными, поскольку они способны оказывать губительное влияние (в том числе необратимое) на электрические и электронные системы и устройства, наземную инфраструктуру и космические аппараты.
Основное излучение испускается вспышкой в хромосфере в видимом, ИК- и УФ-диапазонах электромагнитного спектра. Кроме того, несколько процентов энергии вспышки может уходить в рентгеновский диапазон. Радиосветимость Солнца (на этот диапазон обычно приходится крайне малая доля полной светимости) может во время вспышки возрастать на несколько порядков. Наконец, значительная энергия переходит в движение вещества и в ускорение частиц (последнее наблюдается в том числе по увеличению числа солнечных космических лучей и падению числа галактических космических лучей – так называемый эффект Форбуша).
Максимальная энергия хорошо изученных солнечных вспышек составляет более 1032 эрг (1025 Дж). Основная классификация вспышек по энергетике основана на потоке рентгеновского излучения от них и включает пять групп: А (самые слабые), затем В, С, М и Х (самые мощные). Внутри группы мощность обозначается цифрами. Так, С1 в 10 раз мощнее В1, а Х4 в два раза мощнее вспышки Х2. При этом мощность коронального выброса, а также светимость в видимом диапазоне лишь в среднем коррелируют с параметрами рентгеновского излучения. Самые мощные из наблюдавшихся за последние десятилетия (когда стали доступны прямые рентгеновские наблюдения и другие способы детального изучения вспышек) имеют обозначения > Х20. Например, вспышка, которой приписывают класс Х28, наблюдалась 4 ноября 2003 г., а событие Каррингтона предположительно можно оценить как вспышку класса X40–X45, хотя, конечно, точно восстановить энергетику этого события невозможно по причине отсутствия достоверных данных (рентгеновских наблюдений в то время не существовало).
Максимальная энергия известных солнечных вспышек составляет чуть более 1032 эрг.
Типичная длительность основной фазы вспышки составляет несколько минут. В это время наблюдается излучение в жестком рентгеновском диапазоне (тормозное излучение), а также в радиодиапазоне (гиросинхротронное излучение). Примерно в это же время происходит и мощная вспышка в видимом диапазоне (подобная той, что наблюдали Каррингтон и Ходжсон). Вещество начинает двигаться наружу, попадая в солнечную корону. Там оно постепенно (на протяжении десятков минут) остывает, излучая в мягком рентгеновском, жестком ультрафиолетовом и, наконец, видимом диапазонах. В случае мощных вспышек заброс вещества в верхние слои приводит к появлению коронального выброса. Чем мощнее вспышка, тем больше вероятность того, что она сопровождается выбросом.
Слабых вспышек, разумеется, больше, чем мощных. Однако их число с уменьшением энергии вспышки растет не очень быстро (дифференциальный рост числа вспышек в малом интервале энергий происходит медленнее, чем спадает квадрат энергии: dN/dE ~ E-α, где α < 2). Эта зависимость, построенная по данным наблюдений, тянется от энергий, превосходящих 1032 эрг, до энергии менее чем 1024 эрг. В результате оказывается, что в мощных вспышках суммарно выделяется немного больше энергии, чем в слабых. В частности, это означает, что слабые вспышки не могут являться эффективным механизмом нагрева солнечной короны.
Вспышки чаще происходят вблизи максимумов солнечной активности, поскольку места локализации этих событий связаны с активными областями на Солнце (крайне редко вспышки классов М и Х происходят в местах, где нет крупных пятен). Нередко мощные вспышки связаны с эруптивными протуберанцами, которые приводят к выбросам вещества. Однако зависимость числа вспышек от уровня активности слабее, чем для числа пятен. В минимумах количество вспышек падает не столь сильно, как количество активных областей.
Вспышки коррелируют с другими типами солнечной активности.
Мощные вспышки порождают динамические процессы в солнечной атмосфере. Одним из наиболее впечатляющих феноменов являются так называемые мортоновские волны, получившее свое имя в честь Гейла Мортона (Gail Moreton), который вместе с коллегами открыл и изучил их в конце 1950-х гг. Это явление получило также колоритное название «солнечные цунами»: в результате вспышки крупномасштабная ударная волна в короне порождает движение в более низких слоях. Мортоновские волны наиболее хорошо наблюдаются в хромосфере в спектральных линиях (например, в Hα), их скорость составляет около 1000 км/с. Вспышка также вызывает сейсмические волны во внешних слоях Солнца.
Во время вспышки выделяется энергия, запасенная в магнитном поле. В механизме этого процесса остается пока много неясного.
Источником энергии вспышек является магнитное поле, сосредоточенное в основном в солнечной короне. В области пересоединения температура может возрастать до десятков миллионов градусов. Кроме того, частицы ускоряются до высоких энергий, достигающих несколько мегаэлектронвольт. К сожалению, микрофизика начала вспышек остается за пределами наблюдательных возможностей, поэтому для построения моделей в основном используются глобальные свойства вспышек, что приводит к неопределенностям в теоретических сценариях. При компьютерном моделировании одной из проблем является невозможность охватить в расчетах очень разные масштабы: от относительно небольших в фотосфере до очень больших в короне, куда уходят магнитные поля. Соответственно, в физике солнечных вспышек есть ряд нерешенных вопросов. А это, в свою очередь, не позволяет прогнозировать появление сильных вспышек с достаточной точностью.
Вспышки и сопровождающие их выбросы представляют опасность для приборов и людей на космических аппаратах, находящихся за пределами земной магнитосферы. При разработке кораблей для межпланетных пилотируемых полетов даже обсуждаются специальные защитные помещения, позволяющие переждать периоды повышенной радиации, когда аппарат попадает в зону влияния коронального выброса. Кроме того, увеличенная светимость Солнца в жестком УФ-диапазоне во время возросшей активности служит причиной разогрева верхних слоев земной атмосферы (так называемой термосферы). В результате этого космические аппараты на низких околоземных орбитах тормозятся о «вспухшую» атмосферу и без корректировки могут даже преждевременно сойти с орбиты (наиболее известной иллюстрацией является американская орбитальная станция Skylab «Небесная лаборатория»).
Мощные вспышки часто сопровождаются корональными выбросами вещества. Попадание выброса в Землю приводит к сильным магнитным бурям, полярным сияниям и сбоям электронных систем.
Вспышка 13 марта 1989 г. привела к отключению систем электроснабжения в Канаде (влияние вспышек наиболее велико вблизи магнитных полюсов Земли). Событие относилось к классу Х5–Х15, т. е. это одна из самых мощных вспышек за историю серьезных наблюдений. Кроме того, она сопровождалась мощным корональным выбросом в сторону Земли. С тех пор были сделаны соответствующие выводы, что привело к изменениям в устройстве систем электропередач, трубопроводов и другой наземной инфраструктуры.
Данные наблюдений показывают, что звезды типа Солнца могут порождать мощные вспышки.
Могут ли на Солнце происходить гораздо более мощные вспышки? Есть косвенные данные по анализу содержания изотопов в образцах различных возрастов. Они свидетельствуют в пользу того, что наша звезда может давать вспышки на порядок-два мощнее известных, и происходит это примерно раз в 1000 лет. Более подробную статистику удается собрать, наблюдая звезды, похожие на Солнце.
О проекте
О подписке