Rusijos teleskopas rekordiškai išsamiai parodė galaktikos šerdį. Saulės struktūra

Astrofizika padarė įspūdingą žingsnį aiškindama žvaigždžių gyvenimą ir mirtį. Tačiau žvaigždžių evoliucijos teorijos bandymai ir tobulinimas tęsiasi. Perspektyviausia mokslinė kryptis šioje srityje yra asteroseismologija. Ji tyrinėja vidinė struktūražvaigždės dėl dujų drebėjimo šių milžiniškų plazmos rutuliukų paviršiuje, kartais gana stiprių, bet dažniau subtilių.

Žvaigždžių evoliucijos teorija gali būti laikoma šiuolaikinės astrofizikos raidos viršūne. Remdamasi termobranduolinio žvaigždžių energijos šaltinio prielaida, ji užtikrintai aprašo geriausi niuansai jų likimai. Ir vis dėlto kai kuriuos tyrinėtojus graužia abejonių kirminas. Juk matome tik ploną žvaigždės paviršinį sluoksnį, ir niekas niekada nėra tiesiogiai stebėjęs, kaip žvaigždės širdyje vandenilis virsta heliu.

Neutrinų astronomija, atsiradusi septintajame dešimtmetyje, suteikė galimybę pažvelgti į žvaigždžių gelmes. Dėl didžiausio įsiskverbimo gebėjimo termobranduolinių reakcijų metu susidarę neutrinai laisvai palieka saulės šerdį, nešdami informaciją apie ten vykstančius procesus. Atsivėrė kelias termobranduolinei hipotezei patvirtinti tiesioginiais stebėjimais. Tačiau aptiktas neutrino srautas pasirodė kelis kartus mažesnis, nei prognozavo „standartinis“ Saulės modelis. Norėdami išspręsti problemą saulės neutrinai„Tai užtruko daugiau nei 30 metų. Ir tik viduje XXI pradžios amžiuje eksperimentiškai buvo įrodyta, kad pakeliui į Žemę neutrinai nuolat šokinėja tarp trijų būsenų, o pirmieji neutrinų teleskopai užfiksavo tik vieną iš jų. Problema buvo sėkmingai išspręsta, tačiau paaiškėjo, kad užuot išsiaiškinus idėjas apie žvaigždžių energijos šaltinius, neutrinų teleskopai išaiškino pačių neutrinų savybes.

Visa tai tik padidino astronomų norą įsiskverbti į žvaigždžių vidaus paslaptis. Be to, be termobranduolinių reakcijų, yra ir kitų reakcijų įdomių procesų, pavyzdžiui, didžiulių medžiagų masių sukimasis ir konvekcinis maišymasis. Šie gilūs judesiai yra glaudžiai susiję su magnetinio lauko, kuris Saulėje yra pagrindinis paviršiaus aktyvumo šaltinis, generavimu: blyksniai, iškilimai, vainikinių išmetimai, kurie tiesiogiai veikia mūsų antžeminius interesus. Bet kaip galima prasiskverbti į karšto plazmos rutulio vidų ir sužinoti, kas vyksta, net jei ne šerdyje, bet bent jau palyginti nedideliame gylyje?

Kvėpuojantys cefeidai

Iš pirmo žvilgsnio ši užduotis atrodo neišsprendžiama. Tuo tarpu mokslininkai jau daugiau nei šimtmetį taiko neprieinamų podirvių tyrimo metodą. Tiesa, šie mokslininkai – ne astronomai, o geologai. Jie stebi seismines bangas – virpesius, kurie sklinda mūsų planetos kūne po natūralių ar dirbtinių smūgių. Bangų greitis priklauso nuo terpės parametrų. Sistemingai juos stebint, galima sudaryti įvairių uolienų pasiskirstymo žemės viduje žemėlapį, kuris, nepaisant jų santykinio artumo, yra lygiai taip pat neprieinamas tiesioginiam tyrimui kaip ir Saulės vidus. Bet kadangi kieta Žemė tiesiogine prasme juda po mūsų kojomis, ar kažkas panašaus gali nutikti su plazmos rutuliukais – žvaigždėmis?

1894 metais rusų astronomas Aristarkhas Belopolskis ištyrė garsiąją žvaigždę Delta Cepheus, tą pačią, kurios vardu pavadinta visa klasė kintamų žvaigždžių – cefeidų. Paaiškėjo, kad sinchroniškai keičiantis ryškumui, keičiasi ir linijų padėtis žvaigždės spektre. Šį poslinkį natūraliai galima paaiškinti Doplerio efektu: kai spinduliuotės šaltinis artėja prie mūsų, jo spektro linijos „perkelia“ į mėlynąją pusę, o tolstant – į raudonąją pusę. Belopolskis pasiūlė, kad cefeidai yra dvigubos žvaigždės, kuriame ryškumo kintamumas yra susijęs su periodiniais abipusiais užtemimais, o greičio kintamumas išilgai regėjimo linijos yra susijęs su poros žvaigždžių judėjimu orbitoje. Tačiau fizikas Nikolajus Umovas, kuris buvo Belopolskio oponentas gindamas disertaciją, tada išreiškė mintį, kad iš tikrųjų juda ne visa žvaigždė, o tik jos išoriniai sluoksniai.

Umovo spėjimas buvo puikiai patvirtintas anglų astrofiziko Arthuro Eddingtono tyrimų dėka, o 1958 m. sovietų fizikas Sergejus Ževakinas sukūrė cefeidų pulsacijos teoriją. Jie tikrai „kvėpuoja“: plečiasi ir susitraukia greičiu, siekiančiu dešimtis kilometrų per sekundę. Taigi Cepheus delta gali būti laikoma pačiu pirmuoju asteroseismologijos tyrinėtu objektu. Pats pirmas, bet ne pats įdomiausias. Faktas yra tas, kad cefeidų tipo pulsacijos apima tik nedidelę žvaigždės masės dalį ir nėra tinkamos išsamiam jos tyrimui. Ir jie atsiranda tik žvaigždėse su tinkamais parametrais (temperatūra, tankis, cheminė sudėtis), kuriose stabilūs savaiminiai virpesiai išsivysto dėl bet kokių atsitiktinių trikdžių. Bet ką tas pats atsitiktinis trikdymas sukels „netinkamų“ parametrų žvaigždėje, negalinčioje pulsuoti cefeidų tipo?

Išilgai tokios žvaigždės iš trikdymo vietos į visas puses bėgs banga, kurios dalis eis giliai į žvaigždę, dalis užges, atsispindės nuo žvaigždės paviršiaus ir vėl veržiasi į vidų, kirs žvaigždę. per, vėl atsispindėti ir susimaišyti su kitų trikdžių bangomis. O tokių trikdžių yra daug: nuo konvekcinių srovių, nuo pliūpsnių paviršiuje... Dėl to visa žvaigždė dūzgia, dreba ir tampa geidžiamu seisminių tyrimų objektu!

„Solar Ripple“ modifikacijos

Kanados astronomas Johnas Plasketas atkreipė dėmesį į tam tikrą Saulės spektrinių linijų drebėjimą dar 1913 m. Tačiau tikroji seisminių tyrimų istorija dienos šviesa prasidėjo 1962 m., kai paaiškėjo, kad linijos ne tik drebėjo, bet ir patyrė maždaug penkių minučių trukmės svyravimus, kurių amplitudė atitinka kelių šimtų metrų per sekundę greičio sklaidą. Tai yra, dešimčių kilometrų aukščio bangos nuolat vaikšto per Saulės paviršių. Kurį laiką jų nedavė didelės svarbos, laikydamas tai vietiniu reiškiniu, lydinčiu konvekcinių srautų išėjimą į paviršių. Tačiau aštuntojo dešimtmečio pradžioje pasirodė detalūs Saulės vidinės sandaros modeliai, kurių dėka šiuose virpesiuose buvo galima įžvelgti (ar išgirsti?) visuotinės Saulės materijos vibracijos atgarsius. Tiksliau, penkių minučių svyravimai pasirodė sudėjus atskiras bangas, arba vibracinius režimus, kurių bendras skaičius saulės pulsacijų spektre yra apie 10 mln. Tai akustiniai virpesiai, tai yra įprasti garso bangos, kurios yra dujinės terpės sandarikliai. Atskirų režimų amplitudės itin mažos, tačiau sudėjus viena kitą galima gerokai sustiprinti.

Akustinės pulsacijos skirstomos į radialines, kuriose keičiasi Saulės tūris, ir neradialias, jos paviršiuje generuojančias bangas. Radialinės pulsacijos yra susijusios su cefeidų virpesiais. Jas sukelia bangos, kurios leidžiasi vertikaliai žemyn, pereina per Saulės centrą, pasiekia kitą pusę, atsispindi nuo jos, vėl praeina per centrą ir pan. Tačiau subtilumas yra tas, kad cefeidai (ir net ne visos) svyruoja vadinamuoju fundamentiniu režimu, tai yra, jos išsipučia ir susitraukia kaip visuma, o „tyliosios“ žvaigždės, tokios kaip Saulė su vienodu pulsavimu, yra padalintos. išilgai spindulio į daugelį sluoksnių, kuriuose pakaitomis keičiasi suspaudimas ir plėtimasis: vibracijos atsiranda obertonais.

Su neradialinėmis pulsacijomis situacija yra sudėtingesnė - čia jau yra mes kalbame apie apie atskirų „dėmių“ judėjimą Saulės paviršiuje. Jie siejami su bangomis, kurios nusileido ne vertikaliai, o kampu. Dėl to, kad gelmėse kinta garso greitis, tokios bangos, pasiekusios tam tikrą gylį, apsisuka ir grįžta į žvaigždės paviršių netoli nuo pradžios taško. Ten banga vėl atsispindi ir apibūdina kitą lanką Saulės viduje. Kuo labiau pradinė banga nukrypsta nuo vertikalės, tuo mažesnis jos panardinimo gylis, tuo dažniau ji grįžta į paviršių ir tuo mažesnius „raibulius“ sukelia Saulės paviršiuje.

Nuolat stebint šiuos bangavimus, galima sukonstruoti Saulės akustinių virpesių spektrą ir palyginti jį su įvairių mūsų žvaigždės vidinės sandaros teorinių modelių prognozėmis. Be to, seklūs režimai „šukuoja“ paviršiaus sluoksnius, o radialiniai ir artimi radialiniai virpesiai neša informaciją ne tik apie sąlygas Saulės šerdyje, bet ir apie įvykius priešingoje jos pusėje. Dėl šios priežasties galima aptikti aktyvius regionus, kol jie iškyla iš saulės galūnės krašto, ir stebėti, kai jie nebepasirodo.

Saulės sūkurio anatomija

Per pastaruosius 30 metų helioseismologams pavyko gauti išsamios informacijos apie tankio, temperatūros ir helio kiekio pasiskirstymą saulės viduje. Helio kiekis apibūdina vandenilio kuro perdirbimo saulės energija laipsnį termobranduolinis reaktorius. Iš jo galime apskaičiuoti, kad mūsų žvaigždės amžius yra 4,65 milijardo metų. Tai puikiai sutampa su duomenimis apie Žemės amžių, kurie buvo gauti visiškai nepriklausomu metodu – nuo ​​radioaktyviųjų elementų skilimo. Vienas pirmųjų dar XVII amžiuje atliktų teleskopinių stebėjimų rezultatų buvo Saulės sukimosi greičio nustatymas pagal dėmių judėjimą jos paviršiuje. Pusiaujo regionai per 25 dienas padaro revoliuciją. Didėjant platumai, laikotarpis ilgėja ir ašigaliuose pasiekia 38 dienas. Tačiau prieš atsirandant helioseismologijai buvo galima tik spėlioti, kaip Saulė sukasi viduje. Dabar viskas paaiškėjo: materijos judėjimas saulės viduje nuneša (iškraipo) per jį praeinančias akustines bangas, ir skirtingais būdais skirtingais atstumais nuo centro. O bendrame svyravimų Saulės paviršiuje paveiksle atsiranda papildomų dažnių, pagal kuriuos nustatomas sukimosi greitis gylyje, kur prasiskverbia atitinkamas režimas.

Pavyzdžiui, paaiškėjo, kad materija greičiausiai sukasi kelių dešimčių tūkstančių kilometrų gylyje po pusiauju. Konvekcinėje Saulės zonoje, kur dėl dujų maišymosi energija neša aukštyn, sukimasis yra sudėtingas charakteris: didėjant gyliui, kampinis greitis mažėja ties pusiauju, o didėja prie ašigalių. Saulės šerdis sukasi kaip kietas kūnas, tai yra, jos kampinis greitis nebepriklauso nuo atstumo iki centro. O 500 tūkstančių kilometrų atstumu nuo centro yra siauras sluoksnis - tachoklinas, kuris veikia kaip tepalas tarp šerdies ir apatinės konvekcinės zonos ribos. Daroma prielaida, kad ji yra atsakinga už Saulės magnetinį aktyvumą.

Iš tikrųjų nėra ką pasakyti apie materijos sukimąsi pačiame Saulės centre, mažesniu nei 200 tūkstančių kilometrų spinduliu. Akustinės modifikacijos čia mažai ką gali pasakyti, todėl didelių vilčių yra priskiriami kitam virpesių tipui – vadinamiesiems gravitaciniams režimams. Jie turi vaidmenį varomoji jėga Svarbų vaidmenį atlieka ne slėgis, kaip akustiniuose režimuose, o medžiagos kilimas ir kritimas žvaigždės branduolio gravitaciniame lauke. Skirtingai nuo akustinių režimų, kurie daugiausia sutelkti šalia paviršiaus, gravitaciniai režimai „žaidžia“ centre. Būtent juose yra užšifruotos saulės branduolio paslaptys. Deja, artėjant prie paviršiaus jie greitai išnyksta. Iki šiol yra tik vienas stebėjimas, kuriame jie tarsi užfiksuoti, ir iš to išplaukia, kad vidinė Saulės šerdis sukasi beveik penkis kartus greičiau nei išorinė. Tačiau šiuos rezultatus vis dar reikia patikrinti.

Egzoplanetų dėka

Saulė, nepaisant visos jos svarbos mums, yra tik viena žvaigždė, vienas taškas diagramoje. Akivaizdu, kad to nepakanka bendram žvaigždžių evoliucijos teorijos patikrinimui. Tačiau tirti kitų žvaigždžių svyravimus – labai sunki užduotis. Saulėje didžiausia greičio svyravimų amplitudė vienu režimu yra 15-20 cm/s. Šiuo metu tokius mažyčius linijų poslinkius galima išmatuoti tik šalia esančių (taigi ir ryškių) žvaigždžių spektruose ir net tada naudojant geriausius spektrografus. Tačiau kartais galima apsieiti ir be spektrų. Žvaigždės pulsavimą lydi ne tik spektrinių linijų „šokimas“, bet ir nedideli ryškumo kitimai. Dominuojantį vaidmenį asteroseismologijoje vaidina pulsavimo dažniai, o kartais nėra taip svarbu, pagal kokį konkretų stebimą žvaigždės parametrą jie nustatomi. Todėl vietoj daug darbo reikalaujančios spektroskopijos kai kuriais atvejais galima atlikti ekonomiškesnę fotometriją, tai yra vietoj atskirų spektro linijų matavimo galima stebėti tik bendrą žvaigždės šviesumą. Tiesa, tai nėra lengva užduotis, nes ryškumo svyravimai yra labai maži – 0,1% ar mažiau, vadinasi, reikalingi labai jautrūs radiacijos detektoriai.

Laimei, pastaruoju metu tokių jautrių instrumentų vis daugėja – jie reikalingi sparčiai besivystantiems planetų, esančių už Saulės sistemos ribų, tyrimams (jie aptinkami ir pagal nedidelius žvaigždžių spektro linijų ir ryškumo svyravimus). Ir nors tokie instrumentai kaip spektrografai HARPS (Europos pietinė observatorija, Čilė) ir HIRES (Keck observatorija, Havajų salos, JAV) arba kosminiai fotometriniai teleskopai COROT ir Kepleris atnešė „viešą“ šlovę jų pagalba atrastoms egzoplanetoms, specialistų indėlis. Šių instrumentų naudojimas asteroseizmo tyrimams yra ne mažiau, o gal ir svarbesnis. Taigi neatsitiktinai pulsuoja saulės tipas netoli kitos žvaigždės (submilžinės Eta Boötes) pirmą kartą buvo patikimai užfiksuotos 1995 m. – beveik tuo pačiu metu, kai buvo atrasta pirmoji egzoplaneta. Šiandien panašios pulsacijos jau užfiksuotos dviejose dešimtyse žvaigždžių. Asteroseizmo stebėjimai yra ypač svarbūs tiriant žvaigždžių konvekciją. Šio proceso teorijoje yra spragų, o kompiuteriniuose žvaigždžių modeliuose jis turi būti paleistas, taip sakant, „ranka“, dirbtinai nustatant konvekcijos parametrus. Tai, žinoma, ne geriausias būdas atsižvelgti į į saulę panašių žvaigždžių magnetinį lauką „valdančio“ mechanizmo veikimą, o vėlesniuose evoliucijos etapuose visiškai pakeičia jų fizinę ir cheminę struktūrą. Asteroseismologija jau leido apytiksliai nustatyti vienos rūšies mėlynojo milžino, kuris yra 10 kartų masyvesnis ir tūkstančius kartų šviesesnis už Saulę, konvekcijos pobūdį. Fizinis šių žvaigždžių virpesių sužadinimo pagrindas yra ne saulės, o maždaug toks pat kaip ir cefeidų. Šioms žvaigždėms taip pat buvo galima nustatyti sukimosi greičio priklausomybę nuo spindulio. Kaip ir Saulė, jų šerdis sukasi kelis kartus greičiau nei sluoksniai, esantys arčiau paviršiaus.

Įprastoms į saulę panašioms žvaigždėms, naudojant asteroseizmologiją, kol kas galima išmatuoti tik pagrindinius parametrus – masę, spindulį, amžių. Tačiau iš tikrųjų tai yra daug, nes mes kalbame apie pavienių žvaigždžių savybes, tai yra, neįtrauktų į dvigubas sistemas, iš kurių anksčiau jokiu būdu nebuvo įmanoma atlikti „matavimų“.

Astroseizmo stebėjimai neapsiriboja tik į saulę panašiomis žvaigždėmis. Buvusių žvaigždžių branduolių – planetų ūkų centrinių žvaigždžių ir baltųjų nykštukų – pulsacijos tyrimai žada būti labai įdomūs. Šiuose objektuose podirvis gali būti ne tik kieto, bet net ir kristalinio pavidalo. O štai asteroseismologija atveria galimybes išbandyti ne tik žvaigždžių evoliucijos teoriją, bet ir bendresnes fizikos šakas, kurios aprašo medžiagos savybes ekstremaliose būsenose.

Dingusių elementų atvejis

Šiandien dauguma žvaigždžių svyravimų stebėjimų gerai sutampa su žvaigždžių sandaros ir evoliucijos teorija. Bet tai, žinoma, nereiškia, kad ateityje mūsų nelaukia netikėtumai. Pavyzdys yra Procyon, Mažosios Canis Alfa, stebėjimas. Ši žvaigždė, viena ryškiausių žemės danguje, 1991 metais tapo pirmąja, pasirodžiusia Saulės tipo pulsacijos požymiais (nors ir ne pačios pulsacijos). Per ateinančius 10 metų Procyon buvo stebimas keletą kartų, jo pulsacijos pirmiausia buvo tiesiog patvirtintos, o vėliau išsamiai ištirtos. 2003 metais ji tapo pirmąja žvaigžde kosminio asteroseismologinio teleskopo MOST taikinių sąraše. Stebėtojai visą mėnesį nuolat stebėjo Procyoną ir nerado jokių pulsacijų. Tik surengus papildomą stebėjimo kampaniją, kurioje dalyvavo daug antžeminių teleskopų, pagaliau buvo įrodyta, kad Procyon tikrai pulsuoja, bet kažkodėl svyravimai jame užgęsta daug greičiau nei Saulėje. Dėl to jų spektras tampa sudėtingesnis ir norint jį stebėti, reikia įdėti daug daugiau pastangų.

Yra dar vienas tamsus debesis švariame ir skaidriame helioseismologijos horizonte. Aukštos kokybės Saulės spektrai, gauti prieš keletą metų, rodo, kad Saulė turi daug mažiau sunkiųjų elementų, nei įprasta manyti. Jei iki 2005 m. buvo manoma, kad bendra anglies, azoto, deguonies, neono ir kitų sunkesnių elementų masė sudaro apie 2,7 % vandenilio masės, tai dabar šis įvertis sumažintas iki 1,6 %. Atrodytų, koks skirtumas, kiek tų priemaišų yra: pusantro procento ar trys? Tačiau „naujos“ cheminės sudėties Saulės modeliuose apatinė konvekcinės zonos riba pakyla nuo 500 tūkstančių kilometrų nuo žvaigždės centro iki 510 tūkst. Skirtumas yra apie 1,5% saulės spindulio, tačiau tai lemia visišką helioseizmo duomenų neatitikimą. Nuo 2005 m. iki šių dienų helioseizmologiją buvo bandoma derinti su spektroskopija, tačiau tai kol kas nedavė jokių rezultatų. Tačiau pats šio neatitikimo dydis leidžia suprasti, kokiu tikslumo lygiu šiuo metu vyksta Saulės struktūros tyrimas.

Nepaisant šių problemų ir tam tikrais atžvilgiais dėl jų, asteroseismologija dabar auga. Beveik nė viena didelė astronominė konferencija neapsieina be asteroseismologijos skyriaus. Asteroseismologai turi savo mokslinis žurnalas(Communications in Asteroseismology), jų kosminiai teleskopai, jų antžeminiai stebėjimo tinklai. Asteroseismologijoje ypač išryškėja išties globalus šiuolaikinės astronomijos pobūdis. Norint patikimai nustatyti žvaigždžių virpesių dažnius, reikia daug valandų ir net daug dienų stebėjimo seansų, o tai neįmanoma be koordinuoto teleskopų naudojimo. į Žemės rutulį. Dabar tokie stebėjimai atliekami padedant „Visos Žemės teleskopo“ konsorciumui, vienijančiam „viešuosius“ teleskopus iš dviejų dešimčių observatorijų. Rusijoje jo darbe dalyvauja teleskopai iš observatorijos Terskolio viršūnėje (Kaukazas). Kruopščiai suplanuotos kampanijos metu, kai tik įmanoma, atliekami to paties objekto stebėjimai, kurie vėliau „sujungiami“ į vieną stebėjimų seriją. Planuojama sukurti specialų SONG teleskopų tinklą, kurį sudarys aštuoni instrumentai, po keturis kiekviename pusrutulyje. Panašus Saulės stebėjimo tinklas (GONG) jau sukurtas ir aktyviai veikia.

Antarktida yra labai perspektyvi, nes joje yra geriausios sąlygos Žemėje ilgalaikiams astronominiams stebėjimams. Jau seniai į tai žvelgė ne tik asteroseismologai, bet ir kitų astronomijos šakų atstovai. Europoje vykdomas 40 centimetrų asterozėsmografo SIAMOIS įrengimo projektas Prancūzijos ir Italijos Concordia stotyje.

Taigi helio- ir asteroseismologijos perspektyvos yra ryškiausios. Pirmąjį įkvėpė praktiniai poreikiai, susiję su domėjimusi saulės aktyvumo prigimtimi, antroji – noro išpildyti vieno iš žvaigždžių evoliucijos teorijos kūrėjų Arthuro Eddingtono svajonę ir galiausiai suprasti „tokį paprastą dalyką kaip žvaigždė“.

Saulė- šilumos ir šviesos šaltinis, be kurio gyvybės atsiradimas ir egzistavimas mūsų planetoje būtų neįmanomas. Mūsų protėviai jau suprato, nuo ko priklauso jų egzistavimas Saulė ir elgėsi su juo pagarbiai, garbino jį ir dievino jo atvaizdą. Ir nors šiuo metu mes suprantame fizinę prigimtį Saulė ir mes jo nebeapdovanojame dieviška esme, nepaisant to, jo įtaka mūsų gyvenimui nesumažėjo. Tokia didelė svarba Saulė yra svarbi paskata suprasti, kaip tai veikia, kodėl keičiasi ir kaip šie pokyčiai gali paveikti tave ir mane bei apskritai gyvenimą Žemėje. Mokslas suteikia mums galimybę pažvelgti į mūsų žvaigždės praeitį ir leidžia teigti, kad jos jaunystėje (o tai buvo daugiau nei prieš 4 milijardus metų) Saulėžvaigždė buvo daug blyškesnė, o dar keturiuose milijarduose ji spindės ryškiau nei dabar. Tačiau gyvybė Žemėje tuo metu jau egzistavo ir tai leidžia optimistiškai žvelgti į ateitį, kai sąlygos Žemėje vėl pasikeis. Be laipsniško šviesumo didėjimo per milijardus metų, Saulė gali gerokai pasikeisti per daug trumpesnį laiką. Garsiausias permainų laikotarpis Saulė yra 11 metų saulės ciklas, kurio metu Saulė praeina minimalią ir maksimalią savo veiklą. Stebint emisijos maksimumus per kelis dešimtmečius buvo padaryta išvada, kad šviesumo padidėjimas Saulė, kuris prasidėjo prieš milijardus metų, tęsiasi ir mūsų laikais. Per pastaruosius kelis ciklus bendras Saulės šviesumas padidėjo maždaug 0,1%. Tokie pokyčiai (ir greiti, ir laipsniški) neabejotinai turi įtakos didelę įtaką mūsų gyvenimui, tačiau fiziniai šios įtakos mechanizmai vis dar nežinomi.

Saulė ir kosminis oras

Saulė yra saulės vėjo, kuris yra labai karštų jonizuotų dujų srautas, nuolat tekantis iš saulės, šaltinis Saulė link Žemės (o toliau į tarpplanetinę erdvę) didesniu nei 500 km per sekundę greičiu, tai yra beveik 2 milijonai kilometrų per valandą. Šis srautas gali kelti mirtiną pavojų gyvybei mūsų planetoje, jei pasieks Žemės paviršių. Laimei, mūsų planeta yra viena iš nedaugelio, kuri turi savo stiprų magnetinį lauką (magnetosferą). Šis laukas yra neįveikiama kliūtis greitai įkraunamoms dalelėms, kurios yra saulės vėjo pagrindas ir stabdo jas dideliame aukštyje. Poliariniuose regionuose, kur magnetinio lauko linijos nukreiptos į Žemę, pagreitina Saulė Saulės vėjas negali prasiskverbti tiesiai į Žemę, kai sąveikauja su Žemės magnetosfera, ją trikdo ir sūpuoja. Šis reiškinys – Žemės magnetosferos sutrikimas sąveikaujant su saulės vėju – vadinamas magnetinės audros, kurios, kaip žinoma, turi įtakos žmonių sveikatai ir gerovei. Be saulės vėjo, didelį pavojų kelia ir saulės blyksniai, kurių metu skleidžiami dideli ultravioletinės ir rentgeno spinduliuotės srautai, taip pat ir nukreipti į Žemę. Ir nors šią spinduliuotę beveik visiškai sugeria Žemės atmosferos dujos, ji kelia pavojų viskam, kas yra virš Žemės paviršiaus, tai yra gali pakenkti palydovams ir kelti grėsmę astronautų sveikatai. Ir jei pažvelgsime į ateitį, kai žmonija susiduria su užduotimi ištirti Mėnulį, Marsą ir galbūt kitas Saulės sistemos planetas, neapsaugotas nei atmosferos, nei magnetinio lauko, pamatysime, kad šios užduoties įgyvendinimas. neįmanoma neatsižvelgus į visus aprašytus kosminių orų padarinius ir neturint galimybės juos numatyti bei nuo jų apsiginti. dalelės gali prasiskverbti daug arčiau paviršiaus. Dėl to galime stebėti vieną gražiausių gamtos reiškinių ten – pašvaistę. Tačiau, nors

Saulės struktūra

Struktūra

Struktūriniu požiūriu Saulę galima suskirstyti į keturias zonas, kuriose vyksta įvairūs fiziniai procesai. Saulės spinduliuotės energija ir šiluminė energija kyla giliai jos viduje, saulės šerdyje, o vėliau per spinduliuotę perduodama į išorinius sluoksnius (daugiausia gama ir rentgeno spindulių diapazone). Arčiau paviršiaus konvekciniai plazmos srautai pradeda dalyvauti šilumos perdavime (saulės medžiaga pradeda „virti“). Sluoksnis, kuriame tai vyksta, vadinamas konvekcine zona. Jis prasideda maždaug 0,7 saulės spindulio gylyje. Čia tarp konvekcinės ir spinduliuotės zonų yra labai plona sąsaja, vadinama tachoklinu ( iš anglų tachocline). Daroma prielaida, kad ant jo susidaro saulės magnetiniai laukai.

Šerdis

Centrinė Saulės vidinės struktūros sritis yra jos šerdis, kurioje vyksta branduolinė vandenilio pavertimo heliu reakcija. Šių reakcijų metu išsiskiria energija, kuri galiausiai išsiskiria iš Saulės paviršiaus matomoje spektro srityje. Kad du vandenilio branduoliai susidurtų vienas su kitu ir sureaguotų, jų energijos turi pakakti įveikti elektrines atstumiančias jėgas, veikiančias tarp visų vienodai įkrautų dalelių. Dėl šios priežasties vandenilio pavertimo heliu reakcija gali vykti tik esant labai aukštai temperatūrai, kai visos dalelės turi labai didelę kinetinę energiją. Pačiame Saulės centre temperatūra siekia apie 15 milijonų laipsnių, o plazmos tankis – 150 g/cm^3. Tai yra maždaug 10 kartų didesnis už aukso ar švino tankį. Tolstant nuo Saulės centro, medžiagos tankis ir temperatūra mažėja. Dėl šios priežasties branduolinės reakcijos beveik visiškai nutrūksta už išorinės branduolio ribos (maždaug 175 000 km nuo centro, tai yra 1/4 saulės spindulio). Saulės medžiagos temperatūra ties išorine šerdies riba yra tik pusė temperatūros centre, o plazmos tankis nukrenta iki 20 g/cm^3.

Tokiose žvaigždėse kaip Saulė branduolinės reakcijos vyksta per trijų pakopų procesą, vadinamą protono-protono arba pp ciklu. Pirmajame etape du protonai susiduria ir gamina deuterį, pozitroną ir neutriną. Antrame, trečiame žingsnyje, susilieja du helio-3 branduoliai, kad susidarytų įprastas helio-4 branduolys ir du laisvieji prononai. Protonas susiduria su deuteriu, kad susidarytų helio-3 izotopo branduolys ir gama spindulys. Pagaliau įjungta

Šio vandenilio deginimo ir helio gamybos proceso metu branduolinių reakcijų metu susidaro elementarios dalelės, vadinamos neutrinais. Šios efemeriškos dalelės praeina per visus Saulės ir tarpplanetinės erdvės sluoksnius ir gali būti aptiktos Žemėje. Tokiu būdu aptiktų neutrinų skaičius yra mažesnis nei skaičius, kurio galima tikėtis iš teorinių koncepcijų. Saulės neutrinų trūkumo problema yra viena didžiausių saulės fizikos paslapčių, kuri dabar gali būti išspręsta atradus neutrinų masę.

Spinduliavimo zona

Spinduliavimo zona (arba spinduliuotės perdavimo zona) yra saulės struktūros dalis, kuri tęsiasi nuo išorinės saulės šerdies ribos iki plono ribinio sluoksnio (tachoklino) apatinėje konvekcinės zonos riboje ir taip užima maždaug 0,25 erdvę. iki 0,70 saulės spindulio dalių. Ši zona gavo savo pavadinimą dėl būdo, kuriuo Saulės energija perduodama iš šerdies į paviršių – per spinduliavimą. Branduolyje susidarę fotonai juda spinduliavimo zonoje, susidurdami su plazmos dalelėmis. Dėl to, nors fotonų greitis lygus šviesos greičiui, jie susiduria ir pakartotinai išspinduliuojami tiek kartų, kad užtrunka apie milijoną metų, kol vienas fotonas gali pasiekti viršutinę spinduliavimo zonos ribą ir ją palikti. . Plazmos tankis, judant nuo spinduliavimo zonos vidinės į išorinę ribą, smarkiai sumažėja nuo 20 g/cm3, kuris yra maždaug lygus aukso tankiui, iki tik 0,2 g/cm3, o tai yra mažesnis už vandens. Temperatūra tuo pačiu atstumu nukrenta nuo 7 milijonų laipsnių iki maždaug 2 milijonų.

Sąsaja (tachocline)

Saulės struktūra apima ploną ribinį sluoksnį, esantį tarp spinduliuotės zonos ir konvekcinės zonos ir, matyt, atlieka nepaprastai svarbų vaidmenį formuojant saulės magnetinį lauką. Yra pagrindo manyti, kad būtent čia efektyviausiai veikia vadinamasis magnetinis dinamo mechanizmas. Šio mechanizmo esmė ta, kad plazmos srautai ištempia magnetinio lauko linijas ir taip padidina jo stiprumą. Taip pat atrodo, kad šiame regione smarkiai pasikeitė plazmos cheminė sudėtis.

Konvekcinė zona

Konvekcinė zona yra atokiausias iš sluoksnių, sudarančių vidinę Saulės struktūrą. Jis prasideda maždaug 200 000 km gylyje ir tęsiasi iki pat Saulės paviršiaus. Konvekcinės zonos pagrindo plazmos temperatūra tebėra labai aukšta – ji siekia apie 2 000 000 ° C. Tačiau to nebepakanka, kad būtų galima visiškai jonizuoti sunkiuosius atomus (pvz., anglies, azoto, deguonies, kalcio ir geležies). Šie jonai su elektronais orbitoje efektyviai sugeria iš Saulės gelmių sklindančią spinduliuotę ir daro terpę mažiau skaidrią. Sugerdama spinduliuotę, konvekcinės zonos apačioje esanti medžiaga įkaista ir prasideda „virimo“ (arba konvekcijos) procesas. Konvekcija prasideda, kai temperatūros gradientas (temperatūra, kuria temperatūra krinta kartu su aukščiu) tampa didesnis už vadinamąjį adiabatinį gradientą (greitis, kuriuo medžiagos elemento temperatūra mažėja, kai elementas juda aukštyn be papildomos šilumos). Jei ši sąlyga įvykdoma, plazmos tūriai, perkelti į viršų, bus šiltesni nei aplinką ir dėl šios priežasties jie toliau kils toliau be išorinių jėgų taikymo. Šie konvekciniai plazmos judesiai labai greitai perduoda šilumą iš Saulės gelmių į jos paviršių. Tuo pačiu metu kylanti medžiaga plečiasi ir atvėsta. Artėjant prie matomo Saulės paviršiaus, plazmos temperatūra nukrenta iki 5700°K, o jos tankis tampa lygus tik 0,0000002 g/cm³ (apie dešimtadalį oro tankio jūros lygyje). Konvekciniai plazmos judesiai matomi jos paviršiuje granulių ir supergranulių pavidalu.

Saulė kaip žvaigždė

Nors Saulė dėl savo artumo mums ir, atrodo, yra unikalus objektas, jis vis dėlto reprezentuoja eilinė žvaigždė ir dėl to vaidina labai svarbų vaidmenį suprantant visų kitų Visatos žvaigždžių struktūrą ir evoliuciją. Nė viena iš žvaigždžių, išskyrus Saulė, nėra pakankamai arti mūsų, kad jo paviršiuje matytume kokias nors detales. Ačiū į saulę, galime spėti, kad kitos žvaigždės, išsibarsčiusios danguje taškų pavidalu, iš tikrųjų yra sudėtingi objektai su santykinai šaltu paviršiumi ir karšta atmosfera. Mes žinome amžių Saulė, jo spindulys, masė, ryškumas. Šią informaciją galime palyginti su žvaigždžių evoliucijos modeliais ir, patikrinę jų teisingumą, pritaikyti juos kitiems mūsų Visatos objektams. Taigi, nors Saulės astronomijos dėmesys pirmiausia sutelktas į vieną objektą, jis daug moko apie žvaigždes, planetų sistemas, galaktikas ir net pačią Visatą.

Saulė kaip fizikos laboratorija

Saulė gamina energiją per termobranduolinę sintezę – procesą, kuris vyksta pačiame centre Saulė, kuriame keturi vandenilio branduoliai, veikiami aplinkos slėgio, susilieja į vieną helio branduolį. Viena iš dominuojančių šiuolaikinės energetikos sričių yra šio proceso atkūrimas laboratorinėmis sąlygomis Žemėje. Ši kryptis vadinama valdoma termobranduoline sinteze. Daugelis mokslininkų šiuo metu tiria Saulės struktūrą, siekdami suprasti, kaip plazma elgiasi realiomis fizinėmis sąlygomis, kad vėliau galėtų pabandyti atkurti šias sąlygas Žemėje. Taigi, tai ir gigantiška gamtos laboratorija, leidžianti atlikti svarbius mokslinius eksperimentus, kurių dėl vienokių ar kitokių priežasčių dar negalima atlikti Žemėje.

Saulės charakteristikos: spindulys, masė ir atstumas

Saulės spindulys yra 696 tūkst. km, tai yra 109 kartus didesnis už Žemės spindulį, o poliarinis ir pusiaujo skersmenys skiriasi ne daugiau kaip 10 km. Atitinkamai, Saulės tūris viršija Žemės tūrį 1,3 milijono kartų. Saulės masė yra 330 000 kartų didesnė už Žemės masę. Vidutinis Saulės tankis mažas – tik 1,4 g/cm3, nors centre siekia 150 g/cm3. Kiekvieną sekundę Saulė išspinduliuoja 3,84 × 10^26 J energijos, o tai masės energijos ekvivalentu atitinka 4,26 milijono tonų masės praradimą per sekundę.

Saulės charakteristikos

Atstumas iki saulės: 149,6 mln. km = 1,496 · 10 11 m = 8,31 šviesos minutės
Saulės masė:

Saulės spindulys: 695 990 km arba 109 Žemės spinduliai
Saulės masė: 1,989 10 30 kg = 333 000 Žemės masės
Saulės šviesumas: 3,846 10 33 erg/sek

Saulės paviršiaus temperatūra: 5770 tūkst
Plazmos tankis saulės paviršiuje: 2,07 · 10 -7 g/cm3 = 0,00016 oro tankis
Cheminė sudėtis ant paviršiaus: 70% vandenilio (H), 28% helio (He), 2% kitų elementų (C, N, O, ...) pagal masę

Temperatūra Saulės centre: 15 600 000 tūkst
Plazmos tankis saulės centre: 150 g/cm3 (8 kartus didesnis už aukso tankį)
Cheminė sudėtis saulės centre: 35% vandenilio (H), 63% helio (He), 2% likusių elementų (C, N, O, ...) pagal masę

Laisvo kritimo saulėje pagreitis: 274 m/s 2 (27,9 karto daugiau nei Žemės paviršiuje)
Antrasis pabėgimo greitis saulėje: 618 km/s

Saulės kampinis atstumas danguje: 0,5 laipsnio (30 lanko minučių)
Saulės dydis:-26,7 m
Absoliutus Saulės dydis:+4,83 m

Sukimosi greitis ties pusiauju: 1 apsisukimas per 25 dienas
Sukimosi greitis poliuose: 1 apsisukimas per 30 dienų
Saulės sukimosi ašies posvyris: 82° 45" į Žemės orbitos plokštumą

Saulės amžius: 4,57 milijardo metų

• Vertimas

Teleskopų (veikiančių 2013 m. vasario mėn.), veikiančių elektromagnetinio spektro bangos ilgiais, pavyzdžiai. Observatorijos yra virš arba žemiau spektro dalies, kurią jos paprastai stebi.

Kai jis buvo paleistas 1990 m kosminis teleskopas Hablas, su jo pagalba ketinome atlikti visą automobilį matavimų. Mes ketinome pamatyti atskiras žvaigždes tolimose galaktikose, kurių niekada anksčiau nematėme; išmatuoti giliąją Visatą taip, kaip dar niekada nebuvo įmanoma; pažvelgti į žvaigždžių formavimosi regionus ir pamatyti neregėtos skiriamosios gebos ūkus; detaliai užfiksuoti Jupiterio ir Saturno palydovų išsiveržimus, kurių anksčiau nebuvo įmanoma. Tačiau didžiausi atradimai – tamsioji energija, supermasyvios juodosios skylės, egzoplanetos, protoplanetiniai diskai – buvo netikėti. Ar ši tendencija tęsis su James Webb ir WFIRST teleskopais? Mūsų skaitytojas klausia:

Nefantazuojant apie kažkokią radikalią naują fiziką, kokie Webb ir WFIRST rezultatai gali jus nustebinti labiausiai?

Norėdami atlikti tokią prognozę, turime žinoti, kokius matavimus gali atlikti šie teleskopai.



Menininko įspūdis apie užbaigtą ir paleistą James Webb teleskopą. Atkreipkite dėmesį į penkių sluoksnių teleskopo apsaugą nuo saulės šilumos

Jamesas Webbas yra naujos kartos kosminis teleskopas, kuris bus paleistas 2018 m. spalio mėn. vertimas]. Kai visiškai pradės veikti ir atvės, ji taps galingiausia observatorija žmonijos istorijoje. Jo skersmuo sieks 6,5 m, diafragma septynis kartus viršys Hablo, o skiriamoji geba – beveik tris kartus. Jis apims bangų ilgius nuo 550 iki 30 000 nm – nuo matoma šviesa prie infraraudonųjų spindulių. Jis galės išmatuoti visų stebimų objektų spalvas ir spektrus, maksimaliai padidindamas beveik kiekvieno gaunamo fotono naudą. Jo vieta erdvėje leis mums matyti viską, ką ji suvokia, o ne tik tas bangas, kurioms atmosfera yra iš dalies skaidri.

WFIRST palydovo koncepcija, kurią planuojama paleisti 2024 m. Tai turėtų suteikti mums tiksliausius tamsiosios energijos matavimus ir kitus neįtikėtinus kosminius atradimus.

WFIRST yra didžiausia NASA misija 2020 m šiuo metu jo paleidimas numatytas 2024 m. Teleskopas nebus didelis, jis nebus infraraudonųjų spindulių, jis neuždengs nieko kito, išskyrus tai, ko negali padaryti Hablas. Jis tiesiog tai padarys geriau ir greičiau. Kiek geriau? Hablas, tyrinėjantis tam tikrą dangaus sritį, renka šviesą iš viso regėjimo lauko ir gali fotografuoti ūkus, planetų sistemas, galaktikas, galaktikų spiečius, tiesiog surinkdamas daugybę vaizdų ir juos sujungdamas. WFIRST darys tą patį, bet su 100 kartų didesniu matymo lauku. Kitaip tariant, viską, ką gali Hablas, WFIRST gali padaryti 100 kartų greičiau. Jei imtume tuos pačius stebėjimus, kaip ir Hablo eXtreme Deep Field eksperimento metu, kai Hablas 23 dienas stebėjo tą patį dangaus lopinėlį ir ten rado 5500 galaktikų, WFIRST per tą laiką būtų radęs daugiau nei pusę milijono.

Vaizdas iš Hablo eXtreme Deep Field eksperimento, iki šiol mūsų giliausio Visatos stebėjimo

Tačiau mus labiausiai domina ne tie dalykai, kuriuos žinome, kuriuos atrasime šių dviejų nuostabių observatorijų pagalba, o tie, apie kuriuos dar nieko nežinome! Svarbiausias dalykas, kurio mums reikia norint numatyti šiuos atradimus, yra gera vaizduotė, idėja, ką dar galime rasti, ir supratimas apie šių teleskopų techninį jautrumą. Tam, kad Visata pakeistų mūsų mąstymą, visai nebūtina, kad mūsų atrandama informacija kardinaliai skirtųsi nuo to, ką mes žinome. Štai septyni kandidatai, ką gali atrasti Jamesas Webbas ir WFIRST!

Dydžių palyginimas neseniai atrastų planetų, skriejanti aplink blankiai raudoną žvaigždę TRAPPIST-1 su Galilėjos Jupiterio palydovais ir vidine Saulės sistema. Visos aplink TRAPPIST-1 rastos planetos savo dydžiu yra panašaus į Žemę, tačiau žvaigždė savo dydžiu yra tik artima Jupiteriui.

1) Deguonies turtinga atmosfera potencialiai tinkamame gyventi Žemės dydžio pasaulyje. Prieš metus Žemės dydžio pasaulių paieškos į Saulę panašių žvaigždžių gyvenamosiose zonose buvo didžiausias. Tačiau Proxima b atradimas ir septyni Žemės dydžio pasauliai aplink TRAPPIST-1, Žemės dydžio pasauliai, besisukantys aplink mažus raudonuosius nykštukus, sukėlė intensyvių ginčų audrą. Jei šie pasauliai yra apgyvendinti ir jie turi atmosferą, tada palyginti didelio dydžioŽemė, palyginti su jų žvaigždžių dydžiu, rodo, kad tranzito metu galėsime išmatuoti jų atmosferos turinį! Molekulių – anglies dioksido, metano ir deguonies – sugeriantis poveikis gali būti pirmasis netiesioginis gyvybės įrodymas. Jamesas Webbas galės tai pamatyti, o rezultatai gali šokiruoti pasaulį!

„Big Rip“ scenarijus išsipildys, jei laikui bėgant aptiksime tamsiosios energijos stiprumo padidėjimą

2) Tamsiosios energijos nestabilumo ir galimo Didžiojo plyšimo pradžios įrodymai. Vienas iš pagrindinių WFIRST mokslinių tikslų yra stebėti žvaigždes labai dideliais atstumais ieškant Ia tipo supernovų. Tie patys įvykiai leido mums atrasti tamsiąją energiją, tačiau vietoj dešimčių ar šimtų ji rinks informaciją apie tūkstančius įvykių, vykstančių dideliais atstumais. Ir tai leis dešimt kartų didesniu nei šiandien tikslumu išmatuoti ne tik Visatos plėtimosi greitį, bet ir šio greičio kitimą laikui bėgant. Jei tamsioji energija nuo kosmologinės konstantos skirsis bent 1%, ją rasime. Ir jei jis bus tik 1% didesnis už neigiamą kosmologinės konstantos slėgį, mūsų Visata baigsis dideliu plyšimu. Tai tikrai bus staigmena, bet mes turime tik vieną Visatą, ir mums reikia klausytis, ką ji yra pasirengusi pranešti apie save.

Tolimiausia šiandien žinoma galaktika, kurią Hablo patvirtino spektroskopijos būdu, mums matoma tokia, kokia buvo, kai Visatai tebuvo 407 mln.

3) Žvaigždės ir galaktikos iš ankstesnių laikų, nei prognozuoja mūsų teorijos. Jamesas Webbas savo infraraudonųjų spindulių akimis galės pažvelgti į praeitį, kai Visatai buvo 200–275 milijonai metų – tai tik 2% jos dabartinio amžiaus. Tai turėtų patraukti dauguma pirmosios galaktikos ir vėlyvoji stadija pirmųjų žvaigždžių formavimosi, tačiau taip pat galime rasti įrodymų, kad ankstesnės žvaigždžių ir galaktikų kartos egzistavo dar anksčiau. Jei taip pasisuks, tai reikš, kad gravitacinis augimas nuo kosminės mikrobangų foninės spinduliuotės atsiradimo (380 000 metų) iki pirmųjų žvaigždžių susidarymo įvyko ne taip. Tai tikrai bus įdomi problema!

Galaktikos NGC 4261 šerdis, kaip ir daugybės galaktikų šerdys, rodo supermasyvios juodosios skylės buvimo ženklus tiek infraraudonųjų spindulių, tiek rentgeno spindulių diapazone.

4) Supermasyvios juodosios skylės, atsiradusios prieš pirmąsias galaktikas. Galaktikose buvo supermasyvių juodųjų skylių. Standartinė teorija teigia, kad šios juodosios skylės atsirado iš pirmųjų kartų žvaigždžių, kurios susijungė ir pateko į spiečių centrą, o vėliau kaupė materiją ir virto supermasyviomis juodosiomis skylėmis. Standartinė viltis yra rasti šio modelio įrodymų ankstyvosios stadijos juodųjų skylių daugėja, bet bus staigmena, jei šiose labai ankstyvose galaktikose jas jau visiškai susiformavusios. Jamesas Webbas ir WFIRST galės atskleisti šiuos objektus, o jų radimas bet kokia forma bus didelis mokslo laimėjimas!

Keplerio atrastos planetos, surūšiuotos pagal dydį, 2016 m. gegužės mėn., kai išleido didžiausią naujų egzoplanetų pavyzdį. Dažniausiai yra pasaulių, kurie yra šiek tiek didesni už Žemę ir šiek tiek mažesni už Neptūną, tačiau pasauliai maža masė gali būti tiesiog nematomas Kepleriui

5) Mažos masės egzoplanetos, kurios sudaro tik 10% Žemės, gali būti labiausiai paplitusios. Tai WFIRST specialybė: mikrolęšių paieška dideliuose dangaus plotuose. Kai žvaigždė eina priešais kitą žvaigždę, mūsų požiūriu, erdvės kreivumas sukuria didinamąjį efektą, nuspėjamai didėjant ir vėliau mažėjant ryškumui. Planetų buvimas priekinio plano sistemoje pakeis šviesos signalą ir leis mums atpažinti jas tiksliau, atpažindami mažesnes mases nei bet kuris kitas metodas. Naudodami WFIRST mes ištirsime visas planetas iki 10% Žemės masės – Marso dydžio planetos. Ar į Marsą panašūs pasauliai yra labiau paplitę nei į Žemę? WFIRST gali padėti mums tai išsiaiškinti!

CR7, pirmosios atrastos galaktikos, kurioje yra III populiacijos žvaigždžių, pirmųjų žvaigždžių Visatoje, iliustracija. Jamesas Webbas gali tikra nuotraukaši ir kitos panašios galaktikos

6) Pirmosios žvaigždės gali būti masyvesnės nei esamos dabar. Tyrinėdami pirmąsias žvaigždes jau žinome, kad jos labai skiriasi nuo dabartinių: beveik 100% buvo sudarytos iš gryno vandenilio ir helio, be kitų elementų. Tačiau kiti elementai atlieka svarbų vaidmenį aušinant, spinduliuojant ir neleidžiant atsirasti per didelėms žvaigždėms ankstyvosios stadijos. Didžiausia šiandien žinoma žvaigždė yra Tarantulos ūke ir yra 260 kartų masyvesnė už Saulę. Bet į ankstyvoji visata Galima rasti 300, 500 ir net 1000 kartų sunkesnių už Saulę žvaigždžių! Jamesas Webbas turėtų suteikti mums galimybę tai sužinoti ir gali pasakyti ką nors nuostabaus apie ankstyviausias Visatos žvaigždes.

Dujų nutekėjimas į nykštukinės galaktikos atsiranda aktyvaus žvaigždžių formavimosi metu, todėl įprastinė medžiaga nuskrenda, o tamsioji medžiaga išlieka

7) Ankstyvosiose galaktikose tamsioji medžiaga gali būti ne tokia dominuojanti, kaip šiandieninėse galaktikose. Galbūt pagaliau galėsime išmatuoti galaktikas tolimose Visatos dalyse ir nustatyti, ar keičiasi įprastos ir tamsiosios materijos santykis. Intensyviai formuojantis naujoms žvaigždėms, normali materija išteka iš galaktikos, nebent galaktika būtų labai didelė – tai reiškia, kad ankstyvosiose, blankiose galaktikose normalios materijos turėtų būti daugiau, palyginti su tamsiąja medžiaga, nei blankiose galaktikose, esančiose netoli nuo mus. Toks stebėjimas patvirtintų dabartinį tamsiosios materijos supratimą ir mestų iššūkį modifikuotos gravitacijos teorijoms; priešingas pastebėjimas galėtų paneigti tamsiosios materijos teoriją. Jamesas Webbas sugebės su tuo susitvarkyti, tačiau sukaupta WFIRST stebėjimų statistika tikrai viską paaiškins.

Menininko idėja apie tai, kaip gali atrodyti Visata, kai susiformuoja pirmosios žvaigždės

Tai tik galimybės, ir jų yra per daug, kad būtų galima čia išvardyti. Visa stebėjimo, duomenų kaupimo ir mokslinių tyrimų esmė ta, kad mes nežinome, kaip veikia visata, kol neužduodame teisingų klausimų, kurie padėtų mums tai išsiaiškinti. Jamesas Webbas daugiausia dėmesio skirs keturi pagrindiniai temos: pirmoji šviesa ir rejonizacija, galaktikų surinkimas ir augimas, žvaigždžių gimimas ir planetų formavimasis, taip pat planetų paieška ir gyvybės atsiradimas. WFIRST daugiausia dėmesio skirs tamsiajai energijai, supernovoms, barioniniams akustiniams virpesiams, egzoplanetoms – tiek mikroobjektyvams, tiek tiesioginiams stebėjimams – ir beveik infraraudonųjų spindulių didelių dangaus plotų stebėjimams, kurie gerokai viršija ankstesnių observatorijų, tokių kaip 2MASS ir WISE, galimybes.

Gautas viso dangaus infraraudonųjų spindulių žemėlapis erdvėlaivis IŠMINTIS. WFIRST gerokai viršys erdvinę skiriamąją gebą ir lauko gylį, pasiekiamą naudojant WISE, todėl galėsime žvelgti giliau ir toliau.

Mes puikiai suprantame šiandieninę Visatą, tačiau klausimai, į kuriuos atsakys Jamesas Webbas ir WFIRST, yra užduodami tik šiandien, remiantis tuo, ką jau išmokome. Gali pasirodyti, kad visuose šiuose frontuose netikėtumų nebus, bet labiau tikėtina, kad ne tik rasime netikėtumų, bet ir mūsų spėjimai apie jų prigimtį bus visiškai klaidingi. Dalis mokslo smagumo yra tai, kad niekada nežinai, kada ir kaip visata tave nustebins kažkuo nauju. Ir kai tai daroma, atsiranda didžiausia visos pažengusios žmonijos galimybė: tai leidžia mums išmokti kažko visiškai naujo ir pakeičia mūsų fizinės tikrovės supratimą.

Visata

Pridėti žymas

Taigi iš viso plataus srauto kosminė spinduliuotėŽemės paviršių pasiekia tik matomi spinduliai ir iš dalies radijo bangos. Bet neramus žemės atmosfera labai trukdo optiniams stebėjimams: žvaigždės mirksi, mirga visomis vaivorykštės spalvomis. Blizgančios žvaigždės sukeltas spindulių lūžio pasikeitimo greitai judant skirtingos temperatūros ir tankio oro srautuose. Be to, kuo didesnis teleskopas ir naudojamas didinimas, tuo daugiau atmosferos trukdžių paveikia vaizdo kokybę: planetų diskai dreba ir susilieja, o žvaigždės tiesiogine prasme šokinėja...

1990 m. balandį amerikiečių erdvėlaivis Discovery pristatė Kosminis teleskopas pavadintas. Hablas. Šio atspindinčio teleskopo pagrindinio veidrodžio skersmuo siekia 2,4 m.

Pirmasis kosminio teleskopo privalumas – vaizdo kokybei nebeturi įtakos Žemės atmosfera. Antra, optinis teleskopas erdvėje turi prieigą prie platesnio spektro spinduliuotės – nuo ​​artimų ultravioletinių spindulių iki infraraudonųjų spindulių. Ir galiausiai dėl beveik visiško šviesos sklaidos už atmosferos nebuvimo, Hablas suteikia kelių dydžių padidėjimą – leidžia stebėti 31-ojo dydžio objektus; Tokie silpni objektai dar nepasiekiami antžeminiams teleskopams.

Viena iš pagrindinių kosminio teleskopo užduočių. Hablo misija yra ištirti tolimiausias žvaigždžių sistemas.

Vienas vaizdas, perduotas iš teleskopo į žemę, rodo centrinę elipsės formos galaktikos MS-C 4261 dalį iš galaktikų spiečiaus Mergelės žvaigždyne. Jame aiškiai matyti toro formos darinys, kurio skersmuo yra apie 300 šviesmečių, supantis galaktikos šerdį. Ekspertai mano, kad šios galaktikos šerdyje yra juodoji skylė, kurios masė yra apie 10 milijonų saulės masių. Jį supa šalta tamsi medžiaga didžiulės „spurgos“ pavidalu. Lėtai susisukdama į spiralę, ši medžiaga juda masės centro link, įkaista akreciniame diske ir išnyksta juodojoje skylėje. Galbūt supermilžinės galaktikos M 87, esančios Mergelės žvaigždyne, centre taip pat yra panašus objektas, bet dar masyvesnis - iki 2,6 milijardo Saulės masių.

Taigi Hablas rado patvirtinimą, kad kai kurių aktyvių galaktikų branduoliuose yra juodųjų skylių. Astronomai tikisi, kad šis atradimas padės suprasti galaktikų formavimąsi ir vystymąsi, o su jomis bus galima nušviesti mūsų Visatos evoliucijos istoriją. Kosminis teleskopas čia veikia kaip „laiko mašina“, nes rodo galaktikas tokias, kokios jos buvo prieš milijardus metų. Ir kuo toliau nuo mūsų, tuo „jaunesni“ jie atrodo. Tolimiausių objektų amžius artėja prie Visatos amžiaus. Žodžiu, Hablo teleskopas suteikė žmogui galimybę pažvelgti į tokias neįsivaizduojamas Visatos gelmes, kur jo didžiausi antžeminiai teleskopai neprasiskverbė.

Šiuolaikinės kosminės technologijos leidžia suplanuoti beveik bet kokio dydžio teleskopo surinkimą erdvėje. Milžiniškų orbitinių teleskopų pagalba bus galima detaliai ištirti Visatos gelmes. Jaunieji mokslininkai gali tikėtis naujų stebuklingų teleskopų Žemėje, orbitinių astrofizinių observatorijų, stebėjimo stočių Mėnulyje ir Marse, taip pat naujų jautrių prietaisų rentgeno ir gama spinduliams, elementarioms dalelėms (neutrino astronomija) ir gravitacinėms bangoms (gravitacinė astronomija) fiksuoti. .

Pirmą kartą astronomams pavyko pažvelgti į sprogusios žvaigždės širdį paskutinės minutės jos egzistavimą. Tai padarė kietasis rentgeno kosminis teleskopas NuSTAR. Jis sugebėjo nufotografuoti radioaktyvų titaną supernovos liekanoje Cassiopeia A, kuri tapo matoma iš Žemės tuo metu, kai 1671 m. sprogo žvaigždė.

Toks darbas yra pagrindinis NuSTAR misijos, pradėtos 2012 m. birželį, tikslas – išmatuoti sprogstančių žvaigždžių arba supernovų ir juodųjų skylių, įskaitant didžiulę juodąją skylę Paukščių Tako centre, rentgeno spinduliuotę.

Šią savaitę mokslininkai iš NuSTAR komandos paskelbė straipsnį žurnale Nature. Straipsnyje rašoma, kad mokslininkams pavyko sukurti pirmąjį titano žemėlapį, išmestą iš 1671 m. sprogusios žvaigždės šerdies. Dėl šio sprogimo atsirado supernovos liekanos, žinomos kaip Cassiopeia A.

Šis objektas ne kartą buvo užfiksuotas nuotraukose iš įvairių teleskopų, tačiau tik šiame vaizde galima pamatyti, kaip erdvės fragmentai susiduria su aplinkinėmis dujomis ir dulkėmis ir jas įkaista. Pirmą kartą „NuSTAR“ sudarė kietų rentgeno spindulių išskyrimą iš medžiagos, sukurtos pačiame sprogstamosios žvaigždės šerdyje: radioaktyvaus izotopo titano-44, susiformavusio žvaigždės šerdyje, kai ji subyrėjo į neutroninę žvaigždę arba juodąją skylę. . Energija, išsiskyrusi dėl supernovos šerdies griūties, „nuplėšė“ išorinius žvaigždės sluoksnius, o šio sprogimo fragmentai tebeskrenda 5000 kilometrų per sekundę greičiu.

Mokslininkai tikisi, kad ši informacija padės astronomams sukurti trimatį vaizdą kompiuterių modeliai sprogstančias žvaigždes ir galiausiai suprasti kai kurias paslaptingas supernovų savybes, pavyzdžiui, kai kurių iš jų skleidžiamus medžiagos srautus. Pavyzdžiui, ankstesni Cassiopeia A stebėjimai naudojant Chandra rentgeno teleskopą (Chandra) leido pamatyti silicio čiurkšles, kurias skleidžia žvaigždė.

Cassiopeia A yra maždaug 11 000 šviesmečių nuo Žemės ir yra viena iš labiausiai ištirtų supernovų liekanų. Praėjus 343 metams po žvaigždės sprogimo, sprogimo nuolaužos pasklido beveik 10 šviesmečių.

Anksčiau atlikę geležies stebėjimus smūginės bangos įkaitintose skeveldrose, kai kurie mokslininkai padarė išvadą, kad sprogimas buvo vienodai galingas visomis kryptimis – simetriškas. Tačiau naujausi įrodymai rodo, kad geležies kilmė tokia neaiški, kad jos pasiskirstymas gali nesutapti su sprogimo „modeliu“.

Naujasis Titan-44 žemėlapis, kuris nesutampa su geležies pasiskirstymu likučiuose, leidžia iškelti dar vieną hipotezę – kad viduje yra šalta geležis, kurios Chandra nemato. Geležis ir titanas susidaro toje pačioje žvaigždės vietoje, todėl turėtų pasiskirstyti sprogimo fragmentuose panašiu būdu.

Šiuo metu NuSTAR toliau stebi radioaktyvaus titano-44 išmetimą iš kai kurių kitų supernovų liekanų, kad nustatytų, kaip ten vystosi įvykiai. Šios supernovos liekanos turi būti pakankamai arti Žemės, kad matytų fragmentų struktūrą, tačiau tuo pat metu būti pakankamai jaunos, kad radioaktyvieji elementai, pavyzdžiui, titanas, vis dar skleidė kietus rentgeno spindulius.