Twoja wyszukiwarka

MICHAŁ RÓŻYCZKA
ZAJRZEĆ DO SŁOŃCA
Wiedza i Życie nr 4/2001
Artykuł pochodzi z "Wiedzy i Życia" nr 4/2001

Czy można zajrzeć do wnętrza naszej gwiazdy i zbadać panujące tam warunki? Wbrew pozorom zadanie to wcale nie jest niewykonalne. Wystarczy poprosić o pomoc heliosejsmologa.

Heliosejsmologia jest jedną z najmłodszych gałęzi astrofizyki. Narodziła się 40 lat temu, gdy Amerykanin Robert Leighton zaobserwował na powierzchni Słońca drgania materii, które w świetle ówczesnej wiedzy były całkowicie niezrozumiałe (enigmatycznie określano je jako "oscylacje pola prędkości"). Dopiero po 10 latach inny Amerykanin, Roger Ulrich, stwierdził, że są one wywoływane przez płynące z wnętrza naszej gwiazdy fale dźwiękowe. Poszukiwanie źródła owych fal okazało się trudnym zadaniem. Znaleziono je w końcu głęboko pod powierzchnią Słońca, tam gdzie materia wykonuje nieustanne, chaotyczne ruchy. Dlaczego jednak materia we wnętrzu Słońca się porusza? Aby odpowiedzieć na to pytanie, musimy zapoznać się z budową naszej gwiazdy.

Ryc. 1. Budowa wewnętrzna Słońca. Jądro (a) jest centralną częścią strefy promienistej (b). Od zewnątrz do strefy promienistej przylega strefa konwektywna (c)

Źródłem słonecznej energii jest tzw. jądro - niewielki, położony w samym środku naszej gwiazdy obszar, gdzie nieustannie toczą się reakcje nuklearne prowadzące do przemiany wodoru w hel (ryc. 1). Jądro i przyległe do niego warstwy słonecznego wnętrza składają się na strefę promienistą, przez którą cała energia płynie ku powierzchni Słońca pod postacią strumienia cząstek zwanych fotonami lub kwantami. Ponad strefą promienistą, w odległości 500 tys. km od środka Słońca i na głębokości 200 tys. km pod jego powierzchnią, rozpoczyna się strefa konwektywna. Głównym nośnikiem energii są tu, poruszające się w górę i w dół, olbrzymie bąble gazu. W niższych warstwach każdy bąbel ogrzewa się i rozdyma, dzięki czemu zaczyna unosić się niczym balon. Po przebyciu pewnej drogi oddaje swą energię cieplną otoczeniu, ochładza się, kurczy i opada. Ten powtarzający się ciągle proces jest wymuszany przez dużą różnicę temperatur między dnem strefy konwektywnej i powierzchnią Słońca.

Ryc. 2. Z lewej: ruchy materii w górnej części strefy konwektywnej odtworzone przez heliosejsmologów. Strzałki obrazują prędkość i kierunek ruchu, zaś kolory – różnice temperatur. Z prawej: symulacja komputerowa tego samego obszaru. Kolory obrazują różnice gęstości (chłodne bąble gęstego gazu mają zabarwienie brunatne)

Rycina 2 przedstawia fragment leżącej tuż pod powierzchnią Słońca najwyższej warstwy strefy konwektywnej. Jej grubość jest porównywalna z rozmiarem promienia Ziemi, stanowi jednak zaledwie 3.5% grubości całej strefy. Gorąca materia słoneczna przemieszcza się w różnych kierunkach z prędkością nie większą niż 1.5 km/s. Rycinę należy potraktować jako zdjęcie wykonane z bardzo krótkim czasem naświetlania. Takie samo zdjęcie wykonane chwilę później wyglądałoby zupełnie inaczej. Ciągłe mieszanie się materii powoduje minimalne, lecz nieustanne zmiany prędkości jej ruchów, a także gęstości i temperatury. Zmiany te mają jednak niewielki zasięg i ograniczony czas trwania, dzięki czemu warstwa jako całość stale wygląda mniej więcej tak samo. Podobną "chaotyczną niezmienność" zachowuje cała strefa konwektywna, której dobrym modelem jest stojący na rozgrzanej kuchence i bliski już zagotowania rzadki kisiel. Wnętrze garnka z kisielem jest jednak raczej ciche, podczas gdy we wnętrzu Słońca spora część energii unoszonej przez bąble zostaje zużyta na wytwarzanie fal dźwiękowych. Fale powstające w słonecznej strefie konwektywnej należą do tej samej rodziny co fale wytwarzane przez instrumenty muzyczne; ich długości mierzy się jednak w kilometrach (a nie w centymetrach), zaś częstości w milihercach (a nie w kilohercach).

Ryc. 3. Deformacja powierzchni Słońca wywołana przez drgania w jednym z modów (znacznie wyplbrzymiona)

Drgania membrany głośnika bywają bardzo skomplikowane. Zgodzimy się z tym natychmiast, gdy uprzytomnimy sobie, że za jej pomocą można odtworzyć całą orkiestrę symfoniczną. Równie skomplikowane są drgania membrany mikrofonu zawieszonego nad ową orkiestrą. W jeszcze bardziej zawiły sposób drgają poszczególne warstwy Słońca, które "wyłapują" dźwięki pochodzące ze strefy konwektywnej. Głównym zadaniem heliosejsmologii jest analiza tych drgań. Polega ona na wykrywaniu i identyfikacji drgań prostych, zwanych modami. W pełnej analogii do akordów muzycznych, które składają się z czystych tonów, dowolnie skomplikowane drgania słoneczne można złożyć z pojedynczych modów.

Każdy mod rytmicznie "wygina" powierzchnię Słońca w sobie tylko właściwy sposób, wprawiając ją tym samym w drgania (ryc. 3 i "Portrety modów"). Częstości owych drgań są różne dla różnych modów i zależą od warunków panujących we wnętrzu naszej gwiazdy. Dany mod może pojawić się z określoną częstością wtedy, gdy na odpowiedniej głębokości pod powierzchnią Słońca materia ma odpowiednią gęstość i temperaturę. Owa "odpowiednia głębokość" jest różna dla różnych modów. Tak więc im więcej modów identyfikujemy, tym dokładniej możemy poznawać warunki panujące we wnętrzu kuli słonecznej. Można wręcz powiedzieć, że poprzez "wyłapywanie" modów i mierzenie odpowiadających im częstości drgań sondujemy Słońce za pomocą fal dźwiękowych. W podobny sposób geofizycy badają Ziemię za pomocą fal sejsmicznych. Ich zadanie jest jednak znacznie łatwiejsze, fale sejsmiczne bowiem, w przeciwieństwie do słonecznych fal dźwiękowych, pochodzą ze ściśle zlokalizowanych źródeł, takich jak wulkany i ogniska wstrząsów tektonicznych. Fale sejsmiczne możemy także sami wzbudzać za pomocą wybuchów.

Ryc. 8. Analizując dane heliosejsmologiczne, otrzymuje się pokazaną tu zależność między rodzajami modu i częstością związanych z nim drgań. Na tej mało czytelnej dla laika rycinie zawarte są niezwykle dokładne informacje o warunkach panujących we wnętrzu Słońca.

Obserwacje heliosejsmologiczne polegają na bardzo często powtarzanych i niezwykle dokładnych pomiarach prędkości materii na powierzchni naszej gwiazdy (wykorzystuje się przy tym tzw. efekt Dopplera). Aby zidentyfikować jak najwięcej modów, trzeba bez przerwy obserwować Słońce przez wiele miesięcy. Ponieważ jest to zadanie niewykonalne dla pojedynczego obserwatorium, heliosejsmolodzy powołali do życia ogólnoświatową sieć o nazwie GONG (Global Oscillation Network Group). W jej skład wchodzą obserwatoria na Wyspach Kanaryjskich, w Chile, na Hawajach, w Australii i w Indiach. Zawsze co najmniej jedno z nich obserwuje Słońce, by pod wieczór "przekazać" je sąsiedniej placówce niczym pałeczkę w biegu sztafetowym. Obserwacje heliosejsmologiczne prowadzono także na Antarktydzie (postawiony tam teleskop "widzi" Słońce prawie przez pół roku). Jednak najdokładniejsze dane uzyskano z przyrządów umieszczonych w przestrzeni kosmicznej, które nie podlegają żadnym zakłóceniom ze strony atmosfery Ziemi i mogą pracować prawie bez przerwy. Szczególnie zasłużone dla badań heliosejsmologicznych jest działające już od kilku lat obserwatorium kosmiczne SOHO (Solar and Heliospheric Observatory).

Wyniki pomiarów są poddawane analizie matematycznej. Tę żmudną i czasochłonną czynność wykonują odpowiednio zaprogramowane komputery. Dzięki potężnym komputerom i odpowiednim metodom matematycznym udało się już zidentyfikować ok. 10 mln różnych modów słonecznych i zmierzyć odpowiadające im częstości (liczba ta nieustannie się powiększa!). Tak wielka liczba danych pozwala na dokładne skonfrontowanie teoretycznego opisu wnętrza Słońca z rzeczywistością (ryc. 8).

Ryc. 9. Prędkość dźwięku we wnętrzu Słońca zmierzona przez heliosejsmologów bardzo dobrze zgadza się z przewidywaniami teoretycznymi. Największe różnice (4%) pojawiaja się w warstwie oznaczonej kolorem czerwonym, która leży na granicy strefy promienistej i konwektywnej.

Na rycinie 9 pokazano różnice pomiędzy rzeczywistą (zmierzoną przez heliosejsmologów) prędkością rozchodzenia się dźwięku i prędkością przewidywaną przez teorię budowy gwiazd. Kolorem niebieskim oznaczono obszary, gdzie fale dźwiękowe rozprzestrzeniają się wolniej, niż to przewiduje teoria (co oznacza, że temperatura jest tam niższa od przewidywanej); kolorem czerwonym obszary, gdzie dźwięk rozprzestrzenia się szybciej, niż zakładają badacze (co oznacza, że temperatura jest tam wyższa niż przewidywana). Na największe rozbieżności napotykamy w odległości ok. 1/3 promienia Słońca od jego powierzchni (jest to obszar graniczny, w którym strefa promienista przechodzi w strefę konwektywną). Nie przekraczają one jednak nigdzie 4%.

Środek jądra słonecznego jest zaledwie o 0.1% (jeden promil) chłodniejszy, niż zakłada teoria, zgodnie z którą jego temperatura powinna wynosić 15.5 mln °C. Oznacza to, że zgodność teorii z obserwacjami jest tam niemal idealna! Jest to niezwykle ważne, ponieważ właśnie z jądra słonecznego płynie do nas obfity strumień bardzo lekkich cząstek elementarnych - neutrin, których liczba jest przez teorię przewidywana bardzo dokładnie [patrz: np. "Rok neutrin", WiŻ nr 1/1999]. Ów strumień mierzono na Ziemi na wiele różnych sposobów, za każdym razem uzyskując ten sam wynik: neutrin jest "za mało". Możliwości były dwie: błąd musiał tkwić albo w sporządzonym przez astrofizyków opisie wnętrza Słońca, albo w skonstruowanej przez fizyków teorii objaśniającej właściwości cząstek elementarnych.

Ten swoisty pojedynek między astrofizykami i fizykami trwał przez prawie ćwierć wieku. Obecnie, dzięki postępom heliosejsmologii, astrofizycy są już oczyszczeni z wszelkich podejrzeń i mogą spać spokojnie (przynajmniej przez najbliższe 5 mld lat, po których, według ich przewidywań, Słońce pochłonie Ziemię). Dokładność pomiarów heliosejsmologicznych sprawiła, że metody tej gałęzi astrofizyki zaczyna się stosować przy badaniach innych gwiazd. Narodziła się już nawet nowa specjalność astrofizyczna astrosejsmologia, dzięki której zaczynamy sondować gwiazdy odległe od nas o dziesiątki lat świetlnych.

Portrety modów

Ryc. 4. Symulacja komputerowa dwóch wybranych modów drgań Słońca

Każdy mod jest opisany przez trzy liczby całkowite. Aby objaśnić ich znaczenie, posłużmy się drgającą membraną, która wydaje jakiś jednostajny dźwięk.

Pył, którym ją posypiemy, ułoży się wzdłuż ściśle określonych linii, noszących nazwę linii węzłów. W tych miejscach membrana zachowuje się tak, jakby w ogóle nie drgała (amplituda drgań jest tam prawie równa zeru). Mod słoneczny także ma swoje linie węzłów, które go jednoznacznie charakteryzują. Pierwsza liczba, nazywana stopniem modu i oznaczana literą l, podaje liczbę linii węzłów na powierzchni Słońca. Druga liczba, oznaczana literą m, określa, ile linii odpowiada południkom na ziemskim globusie (pozostałe linie, w ilości l - m, odpowiadają ziemskim równoleżnikom). Drga jednak nie tylko powierzchnia Słońca, lecz także jego wnętrze. Oprócz "powierzchniowych" liczb l i m dla scharakteryzowania modu potrzebna jest więc jeszcze "głębinowa" liczba n, która podaje liczbę węzłów, na które napotkamy, przesuwając się wzdłuż promienia Słońca (czyli po prostej łączącej środek kuli słonecznej z jej powierzchnią).

Ryc. 4a przedstawia powierzchnię Słońca drgającą w modzie o l = 6, m = 0 i dowolnym n. Ciemne pasy obrazują linie węzłów. Kolorem zielonym oznaczono obszary, które w danej chwili poruszają się "na zewnątrz" (materia chwilowo oddala się tutaj od środka Słońca), zaś kolorem żółtym obszary, które poruszają się "do wewnątrz" (materia chwilowo zbliża się do środka Słońca). Ryc. 4b pokazuje mod o l = 6, m = 3 i dowolnym n. Przy dużych l, m i n obraz drgań staje się dość zawiły sytuację taką ilustruje ryc. 5 (ruchome portrety kilku modów można obejrzeć w Internecie pod adresem www.astrsp-mrs.fr/projets/corot/animoscill.html. Godna polecenia jest też strona http://quake.stanford.edu/~sasha/CDROM/erhodes.html

Ryc. 5. Słońce drgające w modzie o dużych l i m

Ryc. 6. Różne orientacje przestrzenne kuli słonecznej drgającej w modzie l = 3 i m = 2

Ryc. 7. Obserwowany obraz drgań powierzchni Słońca. Obszary zbliżające sie do obserwatora są oznaczone jako ciemniejsze, a oddalające się od obserwatora jako jaśniejsze. Na rycinie z lewej widać efekt rotacji Słońca (lewa półkula zbliża się do obserwatora; prawa - oddala się). Po odjęciu prędkości związanych z rotacją otrzymujemy obraz pokazany z prawej, który zostaje poddany analizie matematycznej

Ale to jeszcze nie koniec komplikacji. Mody mogą mieć różne orientacje przestrzenne! Spójrzmy na ryc. 6: widać, że kula drgająca w modzie o ustalonych l, m i n może swoimi biegunami wskazywać dowolny kierunek. Słońce drga jednocześnie w ogromnej liczbie modów o najrozmaitszych orientacjach. Poszczególne mody nakładają się na siebie, w wyniku czego obraz drgań słonecznych jest niezwykle skomplikowany, a na powierzchni naszej gwiazdy (ani tym bardziej w jej wnętrzu!) nie ujrzymy żadnych wyraźnie zarysowanych linii węzłów (ryc. 7).

Efekt Dopplera

Gdy źródło fal oddala się od obserwatora lub zbliża się do niego, odbierane przez obserwatora fale zostają odpowiednio "rozciągnięte" lub "ściśnięte". Najłatwiej jest zaobserwować to zjawisko w przypadku fal dźwiękowych. Ton syreny oddalającego się lub zbliżającego się ambulansu jest odpowiednio niższy lub wyższy niż ton tej samej syreny uruchomionej w stojącym ambulansie. Swoją długość zmieniają również wysyłane z ruchomego źródła fale elektromagnetyczne, do których należy światło widzialne. Zmierzywszy zmianę długości fali dźwiękowej lub świetlnej, można obliczyć prędkość jej źródła.

Światło słoneczne jest emitowane z powierzchni, której poszczególne elementy są w ciągłym ruchu. Posłużmy się światłem zielonym, którego Słońce emituje najwięcej. Odpowiada mu długość fali 6000 (1 = 10-10 m). Materia poruszająca się z prędkością 1 km/s zmieni ją zaledwie o 0.02 . Mimo swojej znikomości jest to zmiana łatwa do wykrycia. Można dziś obserwować i mierzyć zmiany, które odpowiadają prędkości 0.1 m/s.

Obroty Słońca

Słońce wiruje wokół własnej osi w tempie jednego obrotu na mniej więcej miesiąc. Jako kula gazowa ma jednak dużą swobodę ruchów, która powoduje, że różne obszary wirują z różną częstością (na powierzchni naszej gwiazdy pełny obrót okolic przyrównikowych trwa 25 dni, zaś okolic podbiegunowych - o 10 dni dłużej). Dzięki heliosejsmologii możemy mierzyć nie tylko gęstość i temperaturę materii w głębokich warstwach słonecznego globu, lecz także prędkość, z jaką warstwy te obracają się wokół osi. Pokazaną obok "mapę" prędkości wirowania wnętrza Słońca stworzono na podstawie nieprzerwanych, dwunastomiesięcznych obserwacji. Kolor czerwony oznacza obroty najszybsze; - ciemnoniebieski - najwolniejsze. Czerwony obszar pod równikiem ma szerokość 480 tys. km i grubość 208 tys. km. Jego granice są wyraźnie zarysowane dzięki temu, że materia porusza się w nim o 4% szybciej niż w otoczeniu. Najprawdopodobniej właśnie tutaj powstaje słoneczne pole magnetyczne, które odpowiada za wszystkie spektakularne zjawiska zachodzące na powierzchni Słońca (plamy, rozbłyski, wybuchy), a za ich pośrednictwem - za ziemskie burze magnetyczne.

Mgr JANUSZ OSARCZUK ukończył studia astronomiczne na Uniwersytecie Wrocławskim. Jest autorem kilku prac poświęconych zjawisku soczewkowania grawitacyjnego i aktywnym popularyzatorem nauki.