Ruski teleskop je rekordno podrobno pokazal galaktično jedro. Struktura sonca

Astrofizika je naredila impresiven napredek pri razlagi življenja in smrti zvezd. Vendar pa se preizkušanje in izpopolnjevanje teorije o razvoju zvezd nadaljuje. Najbolj obetavna znanstvena smer na tem področju je asteroseizmologija. Ona raziskuje notranja struktura zvezde s trepetanjem plina na površini teh velikanskih plazemskih krogel, včasih precej močnim, a pogosteje subtilnim.

Teorijo o razvoju zvezd lahko štejemo za vrhunec razvoja sodobne astrofizike. Na podlagi predpostavke o termonuklearnem viru zvezdne energije samozavestno opisuje najlepše nianse njihove usode. In vendar nekatere raziskovalce gloda črv dvoma. Navsezadnje vidimo le tanko površinsko plast zvezde in nihče ni nikoli neposredno opazil, kako se vodik spremeni v helij v srcu zvezde.

Nevtrinska astronomija, ki se je pojavila v šestdesetih letih 20. stoletja, je omogočila pogled v globino zvezd. Zahvaljujoč najvišji prodorni sposobnosti nevtrini, ki nastanejo v termonuklearnih reakcijah, prosto zapustijo sončno jedro in prenašajo informacije o procesih, ki se tam odvijajo. Odprla se je pot za potrditev termonuklearne hipoteze z neposrednimi opazovanji. Vendar se je izkazalo, da je zaznani tok nevtrinov nekajkrat nižji od predvidenega s "standardnim" modelom Sonca. Za rešitev problema sončni nevtrini»Trajalo je več kot 30 let. In samo v začetek XXI stoletju je bilo eksperimentalno dokazano, da nevtrini na poti do Zemlje nenehno skačejo med tremi stanji, prvi nevtrinski teleskopi pa so posneli le eno izmed njih. Težavo so uspešno rešili, vendar se je izkazalo, da so nevtrinski teleskopi namesto razjasnitve idej o virih zvezdne energije razjasnili lastnosti samih nevtrinov.

Vse to je le povečalo željo astronomov, da prodrejo v skrivnosti zvezdne notranjosti. Še več, poleg termonuklearnih reakcij obstajajo tudi druge reakcije zanimivi procesi, na primer vrtenje in konvekcijsko mešanje ogromnih mas snovi. Ta globoka gibanja so tesno povezana z nastajanjem magnetnega polja, ki na Soncu služi kot glavni vir površinske aktivnosti: izbruhi, prominence, koronalni izbruhi, ki neposredno vplivajo na naše zemeljske interese. Toda kako prodreti v vročo plazemsko kroglo in ugotoviti, kaj se dogaja, čeprav ne v jedru, pa vsaj na relativno majhni globini?

Dihalne cefeide

Na prvi pogled se zdi ta naloga nerešljiva. Medtem pa znanstveniki že več kot stoletje uporabljajo metodo preučevanja nedostopnega podtalja. Res je, ti znanstveniki niso astronomi, ampak geologi. Opazujejo seizmične valove – tresljaje, ki se širijo v telesu našega planeta po naravnih ali umetnih sunkih. Hitrost valov je odvisna od parametrov medija. Z njihovim sistematičnim opazovanjem je mogoče sestaviti zemljevid razporeditve različnih kamnin v notranjosti zemlje, ki so kljub relativni bližini prav tako nedostopne za neposredno proučevanje kot notranjost Sonca. Ker pa se trdna Zemlja dobesedno premika pod našimi nogami, bi se kaj podobnega lahko zgodilo plazemskim kroglicam – zvezdam?

Leta 1894 je ruski astronom Aristarkh Belopolsky proučeval znamenito zvezdo Delta Cepheus, tisto isto, po kateri je poimenovan cel razred spremenljivih zvezd - Cefeide. Izkazalo se je, da se sinhrono s spremembami svetlosti spreminja tudi položaj črt v spektru zvezde. Ta premik bi seveda lahko razložili z Dopplerjevim učinkom: ko se nam vir sevanja približa, se črte v njegovem spektru »premaknejo« na modro stran, ko se odmakne, pa na rdečo stran. Belopolsky je predlagal, da so cefeide dvojne zvezde, pri katerem je variabilnost svetlosti povezana s periodičnimi medsebojnimi mrki, variabilnost hitrosti vzdolž vidne črte pa je povezana z orbitalnim gibanjem zvezd para. Vendar pa je fizik Nikolaj Umov, ki je bil nasprotnik Belopolskega na zagovoru njegove disertacije, takrat izrazil idejo, da se v resnici ne premika cela zvezda, ampak samo njene zunanje plasti.

Umova Umova je bila briljantno potrjena z raziskavami angleškega astrofizika Arthurja Eddingtona, leta 1958 pa je sovjetski fizik Sergej Ževakin zgradil teorijo pulzacije cefeid. Resnično "dihajo": širijo in krčijo s hitrostjo, ki doseže več deset kilometrov na sekundo. Delta Cepheus se torej lahko šteje za prvi predmet, ki ga je preučevala asteroseizmologija. Prvi, a ne najbolj zanimiv. Dejstvo je, da pulzacije cefeidnega tipa pokrivajo le majhen del mase zvezde in niso primerne za njeno podrobno študijo. In nastanejo samo v zvezdah z ustreznimi parametri (temperatura, gostota, kemična sestava), v katerih se iz kakršne koli naključne motnje razvijejo stabilna samonihanja. Toda do česa bo enaka naključna motnja privedla do zvezde z "neustreznimi" parametri, nesposobne pulzacij tipa cefeid?

Vzdolž takšne zvezde bo od mesta motnje v vse smeri tekel val, od katerega bodo nekateri šli globoko v zvezdo, nekateri bodo ugasnili, se odbili od površine zvezde in spet hiteli navznoter, prečkali zvezdo. skozi, se spet odbije in pomeša z valovi drugih motenj. In takšnih motenj je veliko: od konvektivnih tokov, od izbruhov na površini ... Posledično celotna zvezda brni, trepeta in postane zaželen objekt za seizmične raziskave!

Modifikacije Solar Ripple

Kanadski astronom John Plaskett je že leta 1913 opozoril na tresenje spektralnih linij Sonca. Vendar pa je prava zgodovina seizmičnih raziskav dnevna svetloba se je začelo leta 1962, ko je postalo jasno, da črte niso samo trepetale, ampak so doživele nihanja s periodo približno petih minut in amplitudo, ki ustreza širjenju hitrosti več sto metrov na sekundo. To pomeni, da valovi, visoki več deset kilometrov, nenehno hodijo po površini Sonca. Nekaj ​​časa jih niso dali velikega pomena, saj gre za lokalni pojav, ki spremlja izstop konvektivnih tokov na površino. Toda do zgodnjih sedemdesetih let prejšnjega stoletja so se pojavili podrobni modeli notranje zgradbe Sonca, zahvaljujoč katerim je bilo v teh vibracijah mogoče videti (ali slišati?) Odmeve globalne vibracije sončne snovi. Natančneje, izkazalo se je, da so petminutna nihanja rezultat dodajanja posameznih valov ali vibracijskih načinov, katerih skupno število v spektru sončnih pulzacij je približno 10 milijonov. To so akustične vibracije, torej navadne zvočni valovi, ki so tesnila plinskega medija. Amplitude posameznih modusov so izjemno majhne, ​​vendar se lahko medsebojno seštejejo bistveno krepijo.

Akustične pulzacije delimo na radialne, pri katerih se spreminja prostornina Sonca, in neradialne, ki ustvarjajo valove na njegovi površini. Radialne pulzacije so povezane z nihanji cefeid. Povzročajo jih valovi, ki gredo navpično navzdol, gredo skozi središče Sonca, dosežejo drugo stran, se od njega odbijejo, ponovno gredo skozi središče itd. Tankost pa je v tem, da cefeide (pa tudi ne vse) nihajo v tako imenovanem osnovnem načinu, to je, da se napihnejo in krčijo kot celota, "tihe" zvezde, kot je Sonce, z enakimi pulzacijami pa se delijo vzdolž polmera v številne plasti, v katerih se izmenjujeta stiskanje in raztezanje: vibracije se pojavljajo v prizvokih.

Situacija je bolj zapletena z neradialnimi pulzami - tukaj je že govorimo o o gibanju posameznih »lig« na površju Sonca. Povezani so z valovi, ki niso padali navpično, ampak pod kotom. Zaradi dejstva, da se hitrost zvoka spreminja v globinah, se takšni valovi, ko dosežejo določeno globino, obrnejo in vrnejo na površino zvezde nedaleč od izhodišča. Tam se val ponovno odbije in opiše drug lok znotraj Sonca. Bolj ko začetni val odstopa od navpičnice, manjša je globina njegovega potopitve, pogosteje se vrača na površje in manjše je "valovanje" na površju Sonca.

Z nenehnim spremljanjem teh valov je mogoče sestaviti spekter zvočnih vibracij Sonca in ga primerjati z napovedmi različnih teoretičnih modelov notranje strukture naše zvezde. Poleg tega plitki načini "češejo" površinske plasti, radialna in blizu radialna nihanja pa prenašajo informacije ne samo o razmerah v Sončevem jedru, ampak tudi o dogodkih na njegovi nasprotni strani. Zahvaljujoč temu je mogoče zaznati aktivne regije, preden se pojavijo iz roba sončnega kraka, in jih tudi spremljati, ko so izginile iz vidnega polja.

Anatomija sončnega vrtinca

V zadnjih 30 letih so helioseizmologi uspeli pridobiti podrobne informacije o porazdelitvi gostote, temperature in vsebnosti helija v sončni notranjosti. Vsebnost helija označuje stopnjo predelave vodikovega goriva s sončno energijo termonuklearni reaktor. Iz nje lahko ocenimo, da je starost naše zvezde 4,65 milijarde let. To se odlično ujema s podatki o starosti Zemlje, ki so bili pridobljeni s povsem neodvisno metodo – z razpadom radioaktivnih elementov. Eden prvih rezultatov teleskopskih opazovanj v 17. stoletju je bila določitev hitrosti vrtenja Sonca s premikanjem peg na njegovi površini. Ekvatorialne regije naredijo revolucijo v 25 dneh. Z naraščajočo zemljepisno širino se obdobje povečuje in na polih doseže 38 dni. Toda pred pojavom helioseizmologije je bilo mogoče samo ugibati, kako se Sonce vrti v notranjosti. Zdaj je vse postalo jasno: gibanje snovi v sončni notranjosti odnaša (popači) akustične valove, ki gredo skozenj, in to na različne načine na različnih razdaljah od središča. In v celotni sliki nihanj na površini Sonca se pojavijo dodatne frekvence, s katerimi se določi hitrost vrtenja na globini, kjer prodre ustrezen način.

Izkazalo se je na primer, da se snov najhitreje vrti na globini več deset tisoč kilometrov pod ekvatorjem. V konvektivnem območju Sonca, kjer se energija prenaša navzgor zaradi mešanja plinov, je vrtenje kompleksen značaj: z globino se kotna hitrost zmanjšuje na ekvatorju, povečuje pa blizu polov. Jedro Sonca se vrti kot trdno telo, to pomeni, da njegova kotna hitrost ni več odvisna od razdalje do središča. In na razdalji 500 tisoč kilometrov od središča je ozka plast - tahoklina, ki deluje kot mazivo med jedrom in spodnjo mejo konvektivne cone. Predpostavlja se, da je odgovoren za magnetno aktivnost Sonca.

O rotaciji snovi v samem središču Sonca, v polmeru manj kot 200 tisoč kilometrov, pravzaprav ni kaj reči. Akustične modifikacije tukaj lahko malo povedo, zato veliki upi pripisujejo drugi vrsti nihanja - tako imenovanim gravitacijskim načinom. Imajo vlogo gonilna sila Pritisk ne igra vloge, kot pri akustičnih načinih, temveč dvig in padec snovi v gravitacijskem polju jedra zvezde. Za razliko od akustičnih načinov, ki so koncentrirani predvsem blizu površine, se gravitacijski načini "igrajo" v središču. V njih so šifrirane skrivnosti sončnega jedra. Na žalost, ko se približajo površini, hitro izginejo. Do danes obstaja samo eno opazovanje, pri katerem se zdi, da so bili zabeleženi, in iz njega sledi, da se notranje jedro Sonca vrti skoraj petkrat hitreje od zunanjega jedra. Toda te rezultate je treba še dodatno preveriti.

Zahvaljujoč eksoplanetom

Sonce je kljub vsemu pomenu za nas le ena zvezda, ena točka na grafu. To očitno ni dovolj za splošen preizkus teorije o razvoju zvezd. Vendar pa je preučevanje nihanj drugih zvezd zelo težka naloga. Na Soncu je največja amplituda nihanja hitrosti v enem načinu 15-20 cm/s. Trenutno je mogoče izmeriti tako majhne premike črt samo v spektrih bližnjih (in torej svetlih) zvezd, pa še to z uporabo najboljših spektrografov. Vendar pa včasih lahko storite brez spektrov. Utripanja zvezde ne spremlja le "ples" spektralnih linij, ampak tudi rahle spremembe svetlosti. Prevladujočo vlogo v asteroseizmologiji igrajo frekvence pulziranja in včasih ni tako pomembno, s katerim opazovanim parametrom zvezde so določene. Zato je namesto delovno intenzivne spektroskopije v nekaterih primerih možno izvesti bolj ekonomično fotometrijo, to je, da namesto meritev posameznih črt v spektru spremljamo le celoten sij zvezde. Res je, da to ni lahka naloga, saj so nihanja svetlosti zelo majhna - 0,1% ali manj, kar pomeni, da so potrebni zelo občutljivi detektorji sevanja.

Na srečo je tako občutljivih instrumentov v zadnjem času vse več - potrebni so za hitro razvijajoče se študije planetov zunaj sončnega sistema (zaznavajo jih tudi majhna nihanja spektralnih linij in svetlosti zvezd). In čeprav so instrumenti, kot sta spektrografa HARPS (Evropski južni observatorij, Čile) in HIRES (Observatorij Keck, Havajski otoki, ZDA) ali vesoljska fotometrična teleskopa COROT in Kepler, prinesli "javno" slavo eksoplanetom, odkritim z njihovo pomočjo, je za strokovnjake prispevek teh instrumentov za asteroseizmične raziskave ni nič manj in morda bolj pomemben. Torej ni naključje, da pulzacije sončni tip blizu druge zvezde (subgigantka Eta Boötes) so bili prvič zanesljivo zabeleženi leta 1995 – skoraj sočasno z odkritjem prvega eksoplaneta. Danes so podobne pulzacije zabeležili že v dveh ducatih zvezd. Asteroseizmična opazovanja so še posebej pomembna za preučevanje konvekcije v zvezdah. V teoriji tega procesa obstajajo vrzeli in v računalniških modelih zvezd ga je treba zagnati tako rekoč "ročno", umetno nastavljati parametre konvekcije. To seveda ni najboljši način upoštevajo delovanje mehanizma, ki »nadzoruje« magnetno polje soncu podobnih zvezd in na poznejših stopnjah evolucije popolnoma spremeni njihovo fizično in kemično strukturo. Asteroseizmologija je že omogočila približno določitev narave konvekcije za eno vrsto modrega velikana, ki je 10-krat masivnejši in tisočkrat svetlejši od Sonca. Fizikalna osnova za vzbujanje nihanj v teh zvezdah ni sončna, ampak približno enaka kot pri cefeidah. Za te zvezde je bilo mogoče določiti tudi odvisnost vrtilne hitrosti od polmera. Tako kot sonce se tudi njihovo jedro vrti nekajkrat hitreje kot plasti, ki ležijo bližje površini.

Pri navadnih soncu podobnih zvezdah je z uporabo asteroseizmologije zaenkrat mogoče izmeriti le osnovne parametre - maso, polmer, starost. Toda v resnici je to veliko, saj govorimo o značilnostih enojnih zvezd, to je, ki niso vključene v dvojne sisteme, iz katerih prej ni bilo mogoče opraviti "meritev" na noben način.

Astroseizmična opazovanja niso omejena na soncu podobne zvezde. Študije pulzacij v nekdanjih zvezdnih jedrih - osrednjih zvezdah planetarnih meglic in belih pritlikavk - obljubljajo, da bodo zelo zanimive. V teh objektih je podtalje lahko ne samo v trdnem, ampak celo v kristalnem stanju. In tu asteroseizmologija odpira možnosti za preizkušanje ne le teorije o razvoju zvezd, ampak tudi bolj splošnih vej fizike, ki opisujejo lastnosti snovi v ekstremnih stanjih.

Primer manjkajočih elementov

Danes se večina opazovanj zvezdnih nihanj dobro ujema s teorijo zgradbe in razvoja zvezd. A to seveda ne pomeni, da nas v prihodnje ne čakajo presenečenja. Primer je opazovanje Procyona, alfe Malega psa. Ta zvezda, ena najsvetlejših na zemeljskem nebu, je leta 1991 postala prva, ki je pokazala znake pulzacij sončnega tipa (čeprav ne pulzacij samih). V naslednjih 10 letih so Procyon opazovali večkrat, njegove pulzacije so najprej preprosto potrdili, nato pa podrobno preučili. Leta 2003 je postala prva zvezda na seznamu tarč vesoljskega asteroseizmološkega teleskopa MOST. Opazovalci so spremljali Procyon neprekinjeno en mesec... in niso našli nobenih utripov. Šele po organizaciji dodatne opazovalne akcije s sodelovanjem številnih zemeljskih teleskopov je bilo končno dokazano, da Procyon res utripa, vendar iz nekega razloga oscilacije v njem umirajo veliko hitreje kot v Soncu. Posledično postane njihov spekter kompleksnejši in zahteva veliko več truda za opazovanje.

Na čistem in jasnem obzorju helioseizmologije je še en temen oblak. Zdi se, da visokokakovostni sončni spektri, pridobljeni pred nekaj leti, kažejo, da ima Sonce veliko manj težkih elementov, kot se običajno misli. Če je do leta 2005 veljalo, da skupna masa ogljika, dušika, kisika, neona in drugih težjih elementov znaša približno 2,7 % mase vodika, se je zdaj ta ocena znižala na 1,6 %. Zdi se, kakšna je razlika, koliko je teh nečistoč: odstotek in pol ali tri? Vendar pa se v modelih Sonca z "novo" kemično sestavo spodnja meja konvektivne cone dvigne s 500 tisoč kilometrov od središča zvezde na 510 tisoč. Razlika je približno 1,5 % sončnega radija, vendar vodi v popolno neskladje s helioseizmičnimi podatki. Od leta 2005 do danes potekajo poskusi združitve helioseizmologije s spektroskopijo, ki pa še niso prinesli rezultatov. Vendar pa sama velikost tega neskladja daje predstavo o stopnji natančnosti, na kateri trenutno poteka preučevanje strukture Sonca.

Kljub tem težavam in na nek način tudi zaradi njih je asteroseizmologija zdaj v porastu. Skoraj nobena velika astronomska konferenca ni popolna brez asteroseizmološke sekcije. Asteroseizmologi imajo svoje znanstvena revija(Communications in Asteroseismology), njihovih vesoljskih teleskopov, njihovih zemeljskih opazovalnih mrež. V asteroseizmologiji postane resnično globalna narava sodobne astronomije še posebej jasna. Za zanesljivo določitev frekvenc zvezdnih nihanj je potrebnih več ur in celo dni opazovanj, kar pa je nemogoče brez usklajene uporabe teleskopov, razpršenih po vsem svetu. na globus. Zdaj se takšna opazovanja izvajajo s pomočjo konzorcija Whole Earth Telescope, ki združuje "javne" teleskope iz dveh ducatov observatorijev. V Rusiji pri njegovem delu sodelujejo teleskopi iz observatorija na vrhu Terskol (Kavkaz). Pri skrbno načrtovani kampanji potekajo opazovanja istega objekta, kjer je le mogoče, ki se nato »zlepijo« v eno serijo opazovanj. V pripravi so načrti za namensko mrežo teleskopov SONG, ki bo sestavljena iz osmih instrumentov, po štiri na vsaki polobli. Podobna mreža za opazovanje Sonca (GONG) je že izdelana in aktivno deluje.

Antarktika je izjemno obetavna, saj ima najboljše pogoje na Zemlji za dolgoročna astronomska opazovanja. Ne samo asteroseizmologi, ampak tudi predstavniki drugih vej astronomije že dolgo gledajo nanjo. V Evropi poteka projekt namestitve 40-centimetrskega asteroseizmografa SIAMOIS na francosko-italijanski postaji Concordia.

Zato so obeti za helio- in asteroseizmologijo najsvetlejši. Prvo navdihujejo praktične potrebe, povezane z zanimanjem za naravo sončne aktivnosti, drugo pa želja po izpolnitvi sanj enega od utemeljiteljev teorije o evoluciji zvezd, Arthurju Eddingtonu, in končno razumeti »tako preprosto stvar, kot je zvezda.”

sonce- vir toplote in svetlobe, brez katerih bi bil nastanek in obstoj življenja na našem planetu nemogoč. Že naši predniki so razumeli, od česa je odvisen njihov obstoj sonce in z njim ravnal s spoštljivim spoštovanjem, ga častil in pobožanstvoval njegovo podobo. In čeprav trenutno razumemo fizično naravo sonce in ga ne obdarujemo več z božanskim bistvom, kljub temu pa njegov vpliv na naša življenja ni postal manjši. Tako velik pomen sonce je pomembna spodbuda za razumevanje, kako deluje, zakaj se spreminja in kako lahko te spremembe vplivajo na vas in name ter na splošno na življenje na Zemlji. Znanost nam daje priložnost, da pogledamo v preteklost naše zvezde in nam omogoča, da rečemo, da je v času njene mladosti (in to je bilo pred več kot 4 milijardami let) sonce zvezda je bila precej šibkejša in čez druge štiri milijarde bo svetila močneje kot zdaj. Vendar pa je življenje na Zemlji takrat že obstajalo, kar nam omogoča, da smo optimistični glede prihodnosti, ko se bodo razmere na Zemlji spet spremenile. Poleg postopnega povečevanja svetilnosti v milijardah let, sonce lahko bistveno spremenijo v veliko krajših časovnih obdobjih. Najbolj znano obdobje sprememb sonce je 11-letni sončni cikel, med katerim sonce gre skozi minimum in maksimum svoje aktivnosti. Opazovanja emisijskih maksimumov v več desetletjih so pripeljala do zaključka, da je povečanje svetilnosti sonce, ki se je začelo pred milijardami let, se nadaljuje v našem času. V zadnjih nekaj ciklih se je skupni sij Sonca povečal za približno 0,1 %. Takšne spremembe (tako hitre kot postopne) nedvomno vplivajo velik vpliv na naša življenja, vendar fizični mehanizmi tega vpliva še vedno ostajajo neznanka.

Sonce in vesoljsko vreme

sonce je vir sončnega vetra, ki je tok zelo vročega ioniziranega plina, ki nenehno teče iz sonce proti Zemlji (in naprej v medplanetarni prostor) s hitrostjo več kot 500 km na sekundo, torej skoraj 2 milijona kilometrov na uro. Ta tok bi lahko predstavljal smrtno nevarnost za življenje na našem planetu, če bi dosegel površje Zemlje. Na srečo je naš planet eden redkih, ki ima svoje močno magnetno polje (magnetosfera). To polje je nepremostljiva ovira za hitro nabite delce, ki tvorijo osnovo sončnega vetra, in jih ustavi na velikih višinah. V polarnih območjih, kjer so magnetne silnice usmerjene proti Zemlji, pospešeno za sonce Sončni veter ne more prodreti neposredno na Zemljo; ko deluje z Zemljino magnetosfero, jo moti in ziba. Ta pojav - motnja zemeljske magnetosfere pri interakciji s sončnim vetrom - se imenuje magnetne nevihte, za katere je znano, da vplivajo na zdravje in počutje ljudi. Poleg sončnega vetra veliko nevarnost predstavljajo sončni izbruhi, med katerimi se oddajajo znatni tokovi ultravijoličnega in rentgenskega sevanja, tudi proti Zemlji. In čeprav to sevanje skoraj v celoti absorbirajo plini zemeljske atmosfere, predstavlja nevarnost za vse nad površjem Zemlje, torej lahko poškoduje satelite in ogrozi zdravje astronavtov. In če pogledamo v prihodnost, ko se človeštvo sooči z nalogo raziskovanja Lune, Marsa in morda drugih planetov sončnega sistema, ki niso zaščiteni niti z atmosfero niti z magnetnim poljem, bomo videli, da je izvajanje te naloge je nemogoče brez upoštevanja vseh opisanih vplivov vesoljskega vremena ter brez sposobnosti njihovega predvidevanja in obrambe pred njimi. delci lahko prodrejo veliko bližje površini. Zahvaljujoč temu lahko tam opazujemo enega najlepših naravnih pojavov - polarni sij. Vendar, čeprav

Struktura Sonca

Struktura

S strukturnega vidika lahko Sonce razdelimo na štiri cone, v katerih potekajo različni fizikalni procesi. Energija sevanja in toplotna energija Sonca izvirata globoko v njem, v sončnem jedru, in se nato s sevanjem (predvsem v območju gama in rentgenskih žarkov) preneseta v zunanje plasti. Bližje površini začnejo konvektivni tokovi plazme sodelovati pri prenosu toplote (sončna snov začne "vreti"). Plast, v kateri se to zgodi, se imenuje konvektivna cona. Začne se na globini približno 0,7 sončnega polmera. Tu je med konvektivnim in radiacijskim območjem zelo tanek vmesnik, imenovan tahoklin ( iz angleščine tachocline). Predvideva se, da na njej nastajajo sončna magnetna polja.

Jedro

Osrednje območje notranje zgradbe Sonca je njegovo jedro, kjer poteka jedrska reakcija pretvorbe vodika v helij. Med temi reakcijami se sprošča energija, ki se na koncu oddaja s površine Sonca v vidnem območju spektra. Da lahko dve jedri vodika trčita in reagirata, mora biti njuna energija tolikšna, da premagata električne odbojne sile, ki delujejo med vsemi enako nabitimi delci. Zaradi tega lahko pride do reakcije pretvorbe vodika v helij le pri zelo visokih temperaturah, ko imajo vsi delci zelo visoko kinetično energijo. Temperatura v samem središču Sonca je približno 15 milijonov stopinj, gostota plazme pa 150 g/cm^3. To je približno 10-krat večja od gostote zlata ali svinca. Ko se oddaljujete od središča Sonca, se gostota in temperatura snovi zmanjšujeta. Zaradi tega jedrske reakcije skoraj popolnoma prenehajo onkraj zunanje meje jedra (približno 175.000 km od središča, kar je 1/4 sončnega radija). Temperatura sončne snovi na zunanji meji jedra je le polovica temperature v središču, gostota plazme pa pade na 20 g/cm^3.

V zvezdah, kot je Sonce, potekajo jedrske reakcije skozi tristopenjski proces, imenovan proton-proton ali pp cikel. V prvem koraku dva protona trčita in proizvedeta devterij, pozitron in nevtrino. V drugem koraku, tretjem koraku, se dve jedri helija-3 zlijeta v normalno jedro helija-4 in dva prosta pronona. Proton trči z devterijem, da nastane jedro izotopa helija-3 in žarek gama. Končno naprej

Med tem procesom gorenja vodika in proizvodnje helija jedrske reakcije proizvajajo osnovne delce, imenovane nevtrini. Ti efemerni delci prehajajo skozi vse plasti Sonca in medplanetarnega prostora in jih je mogoče zaznati na Zemlji. Število nevtrinov, ki jih zaznamo na ta način, se izkaže za manjše od števila, ki ga lahko pričakujemo iz teoretičnih konceptov. Problem pomanjkanja sončnih nevtrinov je ena največjih skrivnosti sončne fizike, ki bo po odkritju mase nevtrinov zdaj morda razrešena.

Sevalno območje

Območje sevanja (ali območje prenosa sevanja) je del sončne strukture, ki sega od zunanje meje sončnega jedra do tanke mejne plasti (tahoklina) na spodnji meji konvektivnega območja in tako zavzema prostor približno 0,25 na 0,70 deleža sončnega polmera. To območje je ime dobilo po načinu, kako se sončna energija prenaša iz jedra na površje – s sevanjem. Fotoni, ki nastanejo v jedru, se gibljejo v sevalni coni in trčijo z delci plazme. Posledično, čeprav je hitrost fotonov enaka hitrosti svetlobe, trčijo in se ponovno oddajajo tolikokrat, da traja približno milijon let, preden en sam foton doseže zgornjo mejo sevalnega območja in ga zapusti. . Gostota plazme se pri premikanju od notranje proti zunanji meji sevalne cone močno zmanjša od 20 g/cm3, kar je približno enako gostoti zlata, na le 0,2 g/cm3, kar je manj od gostote zlata. vodo. Temperature na isti razdalji padejo s 7 milijonov stopinj na približno 2 milijona.

Vmesnik (tahoklin)

Sončna struktura vključuje tanko mejno plast, ki se nahaja med sevalno in konvektivno cono in očitno igra izjemno pomembno vlogo pri nastajanju sončnega magnetnega polja. Obstaja razlog za domnevo, da tukaj deluje tako imenovani mehanizem magnetnega dinama najbolj učinkovito. Bistvo tega mehanizma je v tem, da plazemski tokovi raztegnejo silnice magnetnega polja in s tem povečajo njegovo moč. Zdi se tudi, da je prišlo do dramatične spremembe v kemični sestavi plazme v tem območju.

Konvektivna cona

Konvektivna cona je najbolj oddaljena od plasti, ki sestavljajo notranjo strukturo Sonca. Začne se na globini okoli 200.000 km in se razteza vse do Sončeve površine. Temperatura plazme na dnu konvektivne cone je še vedno zelo visoka – znaša približno 2.000.000 ° C. Vendar to ni več dovolj za popolno ionizacijo težkih atomov (kot so ogljik, dušik, kisik, kalcij in železo). Ti ioni z elektroni v orbiti učinkovito absorbirajo sevanje, ki prihaja iz globin Sonca, in naredijo medij manj pregleden. Z absorpcijo sevanja se snov na dnu konvektivnega območja segreje in začne se proces "vrenja" (ali konvekcije). Konvekcija se začne, ko temperaturni gradient (hitrost padanja temperature z višino) postane večji od tako imenovanega adiabatnega gradienta (hitrost padanja temperature elementa snovi, ko se ta element premika navzgor brez dodatne toplote). Kjer je ta pogoj izpolnjen, bodo volumni plazme, pomaknjeni navzgor, toplejši od okolju in zaradi tega se bodo še naprej dvigovali brez uporabe zunanjih sil. Ta konvektivna gibanja plazme zelo hitro prenašajo toploto iz globin Sonca na njegovo površino. Hkrati se dvignjena snov širi in ohlaja. Ko se približa vidni površini Sonca, temperatura plazme pade na 5700° K, njena gostota pa postane enaka samo 0,0000002 g/cm³ (približno ena desettisočinka gostote zraka na morski gladini). Konvektivna gibanja plazme so vidna na njeni površini kot granule in supergranule.

Sonce je kot zvezda

čeprav sonce zaradi svoje bližine nam in se zdi, da je objekt edinstven po svojih značilnostih, kljub temu predstavlja navadna zvezda in zaradi tega igra zelo pomembno vlogo pri razumevanju strukture in razvoja vseh drugih zvezd v vesolju. Nobeden od zvezdnikov razen sonce, nam ni dovolj blizu, da bi videli kakršne koli podrobnosti na njegovi površini. Hvala za na sonce, lahko ugibamo, da so druge zvezde, raztresene po nebu v obliki točk, v resnici zapleteni objekti z relativno hladno površino in vročo atmosfero. Vemo starost sonce, njen polmer, masa, svetlost. Te informacije lahko primerjamo z modeli evolucije zvezd in jih, ko preverimo njihovo pravilnost, uporabimo za druge objekte v našem vesolju. Čeprav je torej pozornost sončne astronomije osredotočena predvsem na en objekt, nas veliko nauči o zvezdah, o planetarnih sistemih, o galaksijah in celo o vesolju samem.

Sonce kot fizikalni laboratorij

sonce proizvaja energijo s termonuklearno fuzijo, procesom, ki poteka v samem središču sonce, pri katerem se štiri vodikova jedra pod vplivom zunanjega tlaka združijo v eno jedro helija. Eno od prevladujočih področij sodobne energetike je reprodukcija tega procesa v laboratorijskih pogojih na Zemlji. Ta smer se imenuje nadzorovana termonuklearna fuzija. Številni znanstveniki trenutno preučujejo zgradbo Sonca, da bi razumeli, kako se plazma obnaša v dejanskih fizikalnih pogojih, da bi nato poskusili te pogoje reproducirati na Zemlji. Tako je tudi velikanski naravni laboratorij, ki omogoča izvajanje pomembnih znanstvenih poskusov, ki jih na Zemlji iz takšnih ali drugačnih razlogov še ni mogoče izvesti.

Lastnosti Sonca: radij, masa in razdalja

Polmer Sonca je 696 tisoč km, kar je 109-krat več od polmera Zemlje, polarni in ekvatorialni premer pa se razlikujeta za največ 10 km. Skladno s tem prostornina Sonca presega prostornino Zemlje za 1,3 milijona krat. Masa Sonca je 330.000-krat večja od mase Zemlje. Povprečna gostota Sonca je nizka - le 1,4 g/cm3, čeprav v središču doseže 150 g/cm3. Vsako sekundo Sonce odda 3,84 × 10^26 J energije, kar v ekvivalentu mase energije ustreza izgubi mase 4,26 milijona ton na sekundo.

Značilnosti sonca

Razdalja do sonca: 149,6 milijona km = 1,496 · 10 11 m = 8,31 svetlobne minute
Masa sonca:

Polmer sonca: 695.990 km ali 109 zemeljskih radijev
Masa sonca: 1,989 10 30 kg = 333.000 zemeljskih mas
Svetilnost sonca: 3,846 10 33 erg/sek

Temperatura sončne površine: 5770 K
Gostota plazme na sončni površini: 2,07 · 10 -7 g/cm3 = 0,00016 gostota zraka
Kemična sestava na površini: 70% vodik (H), 28% helij (He), 2% drugi elementi (C, N, O, ...) glede na maso

Temperatura v središču Sonca: 15.600.000 K
Gostota plazme v središču Sonca: 150 g/cm 3 (8-kratna gostota zlata)
Kemična sestava v središču Sonca: 35% vodik (H), 63% helij (He), 2% preostalih elementov (C, N, O, ...) glede na maso

Pospešek prostega pada na Soncu: 274 m/s 2 (27,9-krat več kot na površju Zemlje)
Druga ubežna hitrost na Soncu: 618 km/s

Kotna razdalja Sonca na nebu: 0,5 stopinje (30 kotnih minut)
Magnituda sonca:-26,7 m
Absolutna magnituda Sonca:+4,83 m

Hitrost vrtenja na ekvatorju: 1 obrat v 25 dneh
Hitrost vrtenja na polih: 1 obrat v 30 dneh
Nagib vrtilne osi Sonca: 82° 45" glede na ravnino zemeljske orbite

Starost sonca: 4,57 milijarde let

• Prevajanje

Primeri teleskopov (delujejo od februarja 2013), ki delujejo na valovnih dolžinah v celotnem elektromagnetnem spektru. Observatoriji se nahajajo nad ali pod delom spektra, ki ga običajno opazujejo.

Ko je bil lansiran leta 1990 vesoljski teleskop Hubble, z njegovo pomočjo smo nameravali izvesti cel voz meritev. Videli bomo posamezne zvezde v oddaljenih galaksijah, ki jih še nikoli nismo videli; meri globoko vesolje na način, ki še nikoli ni bil mogoč; pokukajte v območja nastajanja zvezd in si oglejte meglice v ločljivosti brez primere; zajeti izbruhe na Jupitrovih in Saturnovih lunah do podrobnosti, kar še nikoli prej ni bilo mogoče. Toda največja odkritja - temna energija, supermasivne črne luknje, eksoplanete, protoplanetarni diski - so bila nepričakovana. Se bo ta trend nadaljeval s teleskopoma James Webb in WFIRST? Naš bralec sprašuje:

Brez fantaziranja o neki radikalni novi fiziki, kateri rezultati Webba in WFIRST bi vas lahko najbolj presenetili?

Za takšno napoved moramo vedeti, kakšne meritve so zmožni ti teleskopi.



Umetnikov vtis dokončanega teleskopa James Webb, izstreljenega v vesolje. Bodite pozorni na petslojno zaščito teleskopa pred sončno toploto

James Webb je vesoljski teleskop nove generacije, ki bo izstreljen oktobra 2018 [Ker je bil prvotni članek napisan, je bil datum izstrelitve prestavljen na marec-junij 2019 - pribl. prevod]. Ko bo popolnoma operativen in ohlajen, bo postal najmočnejši observatorij v človeški zgodovini. Njegov premer bo 6,5 m, njegova zaslonka bo sedemkrat večja od Hubblove, ločljivost pa skoraj trikratna. Pokrival bo valovne dolžine od 550 do 30.000 nm – od vidna svetloba na infrardečo povezavo. Lahko bo meril barve in spektre vseh opazovanih predmetov, kar bo povečalo korist skoraj vsakega fotona, ki ga prejme. Njegova lokacija v vesolju nam bo omogočila, da vidimo vse znotraj spektra, ki ga zaznava, in ne le tistih valov, za katere je atmosfera delno prosojna.

Koncept za satelit WFIRST, ki naj bi ga izstrelili leta 2024. Zagotoviti naj bi nam najbolj natančne meritve temne energije in drugih neverjetnih kozmičnih odkritij.

WFIRST je Nasina glavna misija v 2020-ih in v tem trenutku njegov začetek je predviden za leto 2024. Teleskop ne bo velik, ne bo infrardeč, ne bo pokrival ničesar drugega kot tisto, česar Hubble ne zmore. To bo naredil bolje in hitreje. Koliko bolje? Hubble, ki preučuje določeno območje neba, zbira svetlobo iz celotnega vidnega polja in lahko fotografira meglice, planetarne sisteme, galaksije, jate galaksij, preprosto tako, da zbere veliko slik in jih sestavi. WFIRST bo naredil isto stvar, vendar s 100-krat večjim vidnim poljem. Z drugimi besedami, vse, kar zmore Hubble, lahko WFIRST naredi 100-krat hitreje. Če vzamemo enaka opazovanja, kot so bila opravljena med eksperimentom Hubble eXtreme Deep Field, ko je Hubble 23 dni opazoval isti del neba in tam našel 5500 galaksij, potem bi jih WFIRST v tem času našel več kot pol milijona.

Slika iz eksperimenta Hubble eXtreme Deep Field, našega najglobljega opazovanja vesolja doslej

Toda najbolj nas ne zanimajo tiste stvari, za katere vemo, da jih bomo odkrili s pomočjo teh dveh čudovitih observatorijev, ampak tiste, o katerih še ne vemo ničesar! Glavna stvar, ki jo potrebujemo za predvidevanje teh odkritij, je dobra domišljija, ideja o tem, kaj bi lahko še našli, in razumevanje tehnične občutljivosti teh teleskopov. Da bi vesolje revolucioniralo naše razmišljanje, sploh ni nujno, da se informacije, ki jih odkrijemo, radikalno razlikujejo od tega, kar vemo. Tukaj je sedem kandidatov za to, kar bi lahko odkrila James Webb in WFIRST!

Nedavno primerjava velikosti odkritih planetov, ki kroži okoli temne rdeče zvezde TRAPPIST-1 z Galilejevimi lunami Jupitra in notranjim Osončjem. Vsi planeti, najdeni okoli TRAPPIST-1, so po velikosti podobni Zemlji, vendar je zvezda po velikosti blizu Jupitra.

1) Ozračje, bogato s kisikom, na potencialno bivalnem svetu v velikosti Zemlje. Pred enim letom je bilo iskanje svetov velikosti Zemlje na bivalnih območjih Soncu podobnih zvezd na vrhuncu. Toda odkritje Proxime b in sedmih svetov velikosti Zemlje okoli TRAPPIST-1, svetov velikosti Zemlje, ki krožijo okoli majhnih rdečih pritlikavk, je povzročilo vihar intenzivnih polemik. Če so ti svetovi naseljeni in če imajo atmosfero, potem primerjalno velika velikost Zemlja v primerjavi z velikostjo njihovih zvezd nakazuje, da bomo med tranzitom lahko izmerili vsebino njihove atmosfere! Absorpcijski učinek molekul - ogljikovega dioksida, metana in kisika - lahko zagotovi prve posredne dokaze o življenju. James Webb bo to lahko videl in rezultati bi lahko šokirali svet!

Scenarij Big Rip se bo izvedel, če bomo sčasoma zaznali povečanje moči temne energije

2) Dokazi o nestabilnosti temne energije in možnem začetku velikega razpoka. Eden glavnih znanstvenih ciljev WFIRST je opazovanje zvezd na zelo velikih razdaljah v iskanju supernov tipa Ia. Ti isti dogodki so nam omogočili odkritje temne energije, vendar bo namesto na desetine ali stotine zbirala informacije o tisočih dogodkih, ki se nahajajo na velikih razdaljah. Omogočil nam bo merjenje ne le hitrosti širjenja vesolja, ampak tudi spremembe te hitrosti skozi čas, z desetkrat večjo natančnostjo kot danes. Če se temna energija od kozmološke konstante razlikuje vsaj za 1%, jo bomo našli. In če je le za 1 % večji od negativnega tlaka kozmološke konstante, se bo naše vesolje končalo z velikim razpokom. To bo zagotovo presenetilo, vendar imamo samo eno Vesolje in velja, da prisluhnemo, kaj je pripravljeno sporočiti o sebi.

Najbolj oddaljena danes znana galaksija, ki jo je Hubble potrdil s spektroskopijo, nam je vidna takšna, kot je bila, ko je bilo vesolje staro samo 407 milijonov let

3) Zvezde in galaksije iz zgodnejših časov, kot predvidevajo naše teorije. James Webb bo s svojimi infrardečimi očmi lahko pogledal v preteklost, ko je bilo vesolje staro 200–275 milijonov let – le 2 % njegove trenutne starosti. To bi moralo zgrabiti večina prve galaksije in pozna faza nastanek prvih zvezd, lahko pa najdemo tudi dokaze, da so prejšnje generacije zvezd in galaksij obstajale že prej. Če se bo izkazalo tako, bo to pomenilo, da je šla gravitacijska rast od časa pojava sevanja kozmičnega mikrovalovnega ozadja (380.000 let) do nastanka prvih zvezd nekaj narobe. To bo zagotovo zanimiv problem!

Jedro galaksije NGC 4261, tako kot jedra velikega števila galaksij, kaže znake prisotnosti supermasivne črne luknje, tako v infrardečem kot v rentgenskem območju.

4) Supermasivne črne luknje, ki so se pojavile pred prvimi galaksijami. Od kar lahko merimo nazaj, do časa, ko je bilo vesolje staro približno milijardo let, so galaksije vsebovale supermasivne črne luknje. Standardna teorija nakazuje, da so te črne luknje nastale iz prvih generacij zvezd, ki so se združile in padle v središče kopic, nato pa kopičile snov in se spremenile v supermasivne črne luknje. Standardno upanje je najti dokaze za ta vzorec in to zgodnje fazečrne luknje rastejo, vendar bo presenečenje, če jih bomo našli že v celoti oblikovane v teh zelo zgodnjih galaksijah. James Webb in WFIRST bosta lahko osvetlila te predmete in njihovo najdbo v kakršni koli obliki bo velik znanstveni preboj!

Planeti, ki jih je odkril Kepler, razvrščeni po velikosti od maja 2016, ko so objavili največji vzorec novih eksoplanetov. Najpogosteje obstajajo svetovi, ki so nekoliko večji od Zemlje in nekoliko manjši od Neptuna, vendar svetovi nizka masa Kepler morda preprosto ne vidi

5) Eksoplaneti z majhno maso, le 10 % Zemljinega, so morda najpogostejši. To je posebnost WFIRST-a: iskanje mikroleč na velikih delih neba. Ko gre zvezda pred drugo zvezdo, z našega vidika ukrivljenost prostora povzroči učinek povečave s predvidljivim povečanjem in posledično zmanjšanjem svetlosti. Prisotnost planetov v sistemu v ospredju bo spremenila svetlobni signal in nam omogočila, da jih prepoznamo z izboljšano natančnostjo, s prepoznavanjem manjših mas kot z drugimi metodami. Z WFIRST bomo raziskali vse planete do 10 % Zemljine mase – planet velikosti Marsa. Ali so svetovi, podobni Marsu, pogostejši od svetov, podobnih Zemlji? WFIRST nam lahko pomaga ugotoviti!

Ilustracija CR7, prve galaksije, v kateri so odkrili zvezde Populacije III, prve zvezde v vesolju. James Webb zmore prava fotografija to in druge takšne galaksije

6) Prve zvezde so lahko masivnejše od tistih, ki obstajajo zdaj. S preučevanjem prvih zvezd že vemo, da so zelo drugačne od današnjih: sestavljene so skoraj 100% iz čistega vodika in helija, brez drugih elementov. Toda drugi elementi igrajo pomembno vlogo pri hlajenju, sevanju in preprečevanju pojava prevelikih zvezd zgodnje faze. Največja danes znana zvezda se nahaja v meglici Tarantela in je 260-krat večja od Sonca. Ampak v zgodnje vesolje Našli bi lahko zvezde 300, 500 in celo 1000-krat težje od Sonca! James Webb bi nam moral dati priložnost, da ugotovimo, in nam lahko pove nekaj presenetljivega o najzgodnejših zvezdah vesolja.

Odtok plina v pritlikave galaksije se zgodi med aktivnim nastajanjem zvezd, zaradi česar navadna snov odleti, temna snov pa ostane

7) Temna snov morda ni tako prevladujoča v zgodnjih galaksijah, kot je v današnjih galaksijah. Morda bomo končno lahko izmerili galaksije v oddaljenih delih vesolja in ugotovili, ali se razmerje med navadno in temno snovjo spreminja. Z intenzivnim nastajanjem novih zvezd normalna snov odteka iz galaksije, razen če je galaksija zelo velika – kar pomeni, da bi moralo biti v zgodnjih, temnih galaksijah več normalne snovi glede na temno snov kot v temnih galaksijah, ki se nahajajo nedaleč od nas. Takšno opazovanje bi potrdilo trenutno razumevanje temne snovi in ​​izzvalo teorije spremenjene gravitacije; nasprotna ugotovitev bi lahko ovrgla teorijo o temni snovi. James Webb bo to zmogel, vendar bo zbrana statistika opazovanj WFIRST resnično vse razjasnila.

Umetnikova ideja o tem, kako bi lahko izgledalo vesolje, ko nastanejo prve zvezde

Vse to so le možnosti in preveč jih je, da bi jih tukaj naštevali. Bistvo opazovanja, zbiranja podatkov in izvajanja znanstvenih raziskav je v tem, da ne vemo, kako vesolje deluje, dokler ne postavimo pravih vprašanj, ki nam bodo pomagala ugotoviti. James Webb se bo osredotočil na štiri glavne teme: prva svetloba in reionizacija, zbiranje in rast galaksij, rojstvo zvezd in nastanek planetov ter iskanje planetov in izvor življenja. WFIRST se bo osredotočil na temno energijo, supernove, barionske akustične oscilacije, eksoplanete – tako z mikrolenziranjem kot na neposredna opazovanja – in skoraj infrardeča opazovanja velikih delov neba, kar daleč presega zmožnosti prejšnjih observatorijev, kot sta 2MASS in WISE.

Dobljen infrardeči zemljevid celotnega neba vesoljsko plovilo MODRO. WFIRST bo močno presegel prostorsko ločljivost in globinsko ostrino, ki sta na voljo s WISE, kar nam bo omogočilo pogled globlje in dlje

Imamo neverjetno razumevanje današnjega vesolja, a vprašanja, na katera bosta odgovorila James Webb in WFIRST, se postavljajo šele danes, na podlagi tega, kar smo se že naučili. Morda se izkaže, da na vseh teh frontah ne bo presenečenj, bolj verjetno pa je, da ne le da bomo našli presenečenja, ampak tudi da bodo naša ugibanja o njihovi naravi povsem napačna. Del zabave v znanosti je, da nikoli ne veš, kdaj in kako te bo vesolje presenetilo z nečim novim. In ko to stori, pride največja priložnost vsega naprednega človeštva: omogoči nam, da se naučimo nekaj popolnoma novega, in spremeni način razumevanja naše fizične realnosti.

Vesolje

Dodajte oznake

Torej iz vsega širokega toka kozmično sevanje Zemljino površje dosežejo le vidni žarki in delno radijski valovi. Ampak nemiren zemeljsko ozračje močno moti optična opazovanja: zvezde utripajo, lesketajo v vseh barvah mavrice. Utripajoče zvezde nastane zaradi spremembe loma žarkov v hitro premikajočih se zračnih tokovih z različnimi temperaturami in gostotami. Še več, večji kot sta teleskop in uporabljena povečava, bolj atmosferske motnje vplivajo na kakovost slike: planetarni diski trepetajo in zamegljujejo, zvezde pa dobesedno skačejo ...

Aprila 1990 je ameriški raketoplan Discovery ponesel Vesoljski teleskop poimenovan po. Hubble. Premer glavnega zrcala tega odbojnega teleskopa doseže 2,4 m.

Prva prednost vesoljskega teleskopa je, da na kakovost slike ne vpliva več zemeljska atmosfera. Drugič, optični teleskop v vesolju ima dostop do širšega spektra sevanja, od skoraj ultravijoličnih do infrardečih. In končno, zaradi skoraj popolne odsotnosti sipanja svetlobe zunaj atmosfere Hubble zagotavlja dobiček več magnitude - omogoča opazovanje predmetov 31. magnitude; Tako šibki predmeti še niso dosegljivi zemeljskim teleskopom.

Ena glavnih nalog vesoljskega teleskopa. Hubblova misija je preučevanje najbolj oddaljenih zvezdnih sistemov.

Ena slika, prenesena s teleskopa na tla, prikazuje osrednji del eliptične galaksije MS-C 4261 iz galaktične jate v ozvezdju Device. Jasno prikazuje formacijo v obliki torusa s premerom približno 300 svetlobnih let, ki obdaja galaktično jedro. Strokovnjaki verjamejo, da je v jedru te galaksije črna luknja z maso približno 10 milijonov sončnih mas. Obdaja ga hladna temna snov v obliki ogromnega "krofa". Ta snov se počasi zvija v spiralo in se premika proti središču mase, se segreje v akrecijskem disku in izgine v črni luknji. Morda je v središču supergigantske galaksije M 87 v ozvezdju Device tudi podoben objekt, vendar še masivnejši - do 2,6 milijarde sončnih mas.

Tako je Hubble našel potrditev obstoja črnih lukenj v jedrih nekaterih aktivnih galaksij. Astronomi upajo, da bo to odkritje pomagalo razumeti nastanek in razvoj galaksij, z njimi pa bo mogoče osvetliti zgodovino razvoja našega vesolja. Vesoljski teleskop tukaj deluje kot »časovni stroj«, saj prikazuje galaksije takšne, kot so bile pred milijardami let. In dlje kot so od nas, bolj "mladi" izgledajo. Starost najbolj oddaljenih predmetov se približuje starosti vesolja. Z eno besedo, teleskop Hubble je dal človeku možnost pogledati v tako nepredstavljive globine vesolja, kamor njegovi največji zemeljski teleskopi niso prodrli.

Današnja vesoljska tehnologija omogoča načrtovanje sestave teleskopa skoraj vseh velikosti v vesolju. S pomočjo orjaških orbitalnih teleskopov bo mogoče podrobno preučiti globine vesolja. Mladi raziskovalci lahko pričakujejo nove čudežne teleskope na Zemlji, orbitalne astrofizikalne observatorije, opazovalne postaje na Luni in Marsu ter nove občutljive naprave za snemanje rentgenskih in gama žarkov, osnovnih delcev (nevtrinska astronomija) in gravitacijskih valov (gravitacijska astronomija) .

Astronomi so prvič lahko pogledali v srce eksplodirane zvezde v zadnje minute njegov obstoj. To je uspelo s trdim rentgenskim vesoljskim teleskopom NuSTAR. Uspelo mu je posneti slike radioaktivnega titana v ostanku supernove Kasiopeje A, ki je postala vidna z Zemlje v trenutku, ko je zvezda leta 1671 eksplodirala.

Takšno delo je osrednjega pomena za misijo NuSTAR, ki se je začela junija 2012 za merjenje močnih rentgenskih emisij eksplozivnih zvezd ali supernov in črnih lukenj, vključno z ogromno črno luknjo v središču Rimske ceste.

Ta teden so znanstveniki iz ekipe NuSTAR objavili članek v reviji Nature. Članek pravi, da je znanstvenikom uspelo ustvariti prvi zemljevid titana, izvrženega iz jedra zvezde, ki je eksplodirala leta 1671. Ta eksplozija je povzročila ostanek supernove, znan kot Kasiopeja A.

Ta objekt je bil več kot enkrat ujet na slikah različnih teleskopov, vendar le na tej sliki je mogoče videti, kako vesoljski delci trčijo ob okoliški plin in prah ter ju segrejejo. NuSTAR je prvič preslikal emisije močnih rentgenskih žarkov iz snovi, ustvarjene prav v jedru eksplodirane zvezde: radioaktivnega izotopa titana-44, ki je nastal v jedru zvezde, ko se je sesedla v nevtronsko zvezdo ali črno luknjo. . Energija, ki se je sprostila kot posledica propada jedra supernove, je "odtrgala" zunanje plasti zvezde, delci te eksplozije pa še vedno letijo s hitrostjo 5000 kilometrov na sekundo.

Znanstveniki upajo, da bodo te informacije pomagale astronomom zgraditi tridimenzionalno računalniški modeli eksplozivne zvezde in sčasoma razumeli nekatere skrivnostne značilnosti supernov, kot so curki snovi, ki jih nekatere od njih oddajajo. Na primer, prejšnja opazovanja Kasiopeje A z rentgenskim teleskopom Chandra (Chandra) so omogočila opazovanje curkov silicija, ki jih zvezda oddaja.

Kasiopeja A se nahaja približno 11.000 svetlobnih let od Zemlje in je eden najbolj raziskanih ostankov supernove. 343 let po tem, ko je zvezda eksplodirala, so se ostanki eksplozije razširili skoraj 10 svetlobnih let naokoli.

Kot rezultat prejšnjih opazovanj železa v delcih, ki jih je segrel udarni val, so nekateri znanstveniki prišli do zaključka, da je bila eksplozija enako močna v vseh smereh – simetrična. Vendar nedavni dokazi kažejo, da je izvor železa tako nejasen, da njegova porazdelitev morda ne sovpada z "vzorcem" eksplozije.

Nova karta Titana-44, ki ne sovpada z razporeditvijo železa v ostankih, nam omogoča, da postavimo še eno hipotezo – da je v notranjosti hladno železo, ki ga Chandra ne vidi. Železo in titan nastaneta na istem mestu zvezde, zato ju je treba porazdeliti po drobcih eksplozije. na podoben način.

NuSTAR trenutno še naprej spremlja emisijo radioaktivnega titana-44 iz nekaterih drugih ostankov supernove, da bi ugotovil, kako se tam razvijajo dogodki. Ti ostanki supernove morajo biti dovolj blizu Zemlje, da lahko vidimo strukturo fragmentov, hkrati pa morajo biti dovolj mladi, da radioaktivni elementi, kot je titan, še vedno oddaja močne rentgenske žarke.