Cesta do nitra Slunce Jeden den s fyzikou MFF UK, 7. 2. 2013
Michal Švanda Astronomický ústav MFF UK
Chytří lidé řekli…
„Už na první pohled se zdá, že vnitřek Slunce a hvězd je méně dostupný vědeckému zkoumání než jakákoli jiná oblast vesmíru. Naše dalekohledy mohou zkoumat vzdálenější a vzdálenější hlubiny vesmíru, ale jak lze vůbec získat nějakou povědomost o tom co je skryto pod tak důkladnými překážkami? Jaký přístroj je schopen proniknout svrchními vrstvami hvězdy a zjistit jaké podmínky panují uvnitř?“ Sir Arthur Eddington, 1926 2
Co je to Slunce?
• Hvězda • 150 mil km daleko • Hmotnost Sluneční soustavy ~ hmotnost Slunce • Obklopeno heliosférou • Sféra vlivu končí někde ve vzdálenosti 2 světelných let
Hmotnost 2×1030 kg Poloměr 700 000 km Svítivost 4×1026 W Chemicky H (74 %), He (24 %) a “kovy” Průměrná hustota 1,4× voda Gravitační zrychlení 27,9g Povrchová teplota 5780 K Teplota ve vysoké atmosféře 5 MK Perioda rotace 25 d na rovníku
3
Co je hvězda? Objekt v hydrostatické rovnováze (=kulatý) vyrábějící si alespoň po část života energii termojadernou fúzí v jádře Hmotnost 0,01 – 100 Sluncí Teploty 2500 – 100 000 K Poloměr 10 km – 1000 Sluncí Svítivost až 100 000 Sluncí
4
Hertzsprungův-Russelův diagram Základní diagnostický nástroj pro určování vlastností hvězd Hlavní posloupnost Hvězda během života po H-R diagramu cestuje −
I to lze využít k diagnostice
5
Jak (podle modelu) vypadá Slunce?
6
A co pozorujeme? Vyjma neutrin (omezení na teplotu jádra) máme nulovou přímou informaci z nitra – už fotosféra je opticky tlustá Umíme pozorovat atmosféru − −
Rozlišení až ~10 km lineárně s kadencí několika sekund Přehledová pozorování prakticky nepřetržitě
7
Dynamická atmosféra
8
180 Mm
Oscilace
SDO/HMI, 12. května 2010, 00:00-06:00 UT, střed disku 9
Výkonové spektrum
p5 p4 p 3 p 2 p1 f
konvekce
10
Filtrujeme vlny
11
Filtrujeme konvekci
12
Slunce jako rezonátor 1962 – objev pětiminutových oscilací Slunce je 3-D rezonátor
Pouze rezonanční mody se uchovají a jejich frekvence lze měřit velmi přesně Vertikální stratifikace – různé body vnitřního obratu pro různé vlnové délky Každá vlna nese specifické informace o slunečním nitru Analýzou vln provádíme sondáž nitra
13
Seismologie prakticky Vozmistr provádí seismologii každý den Úderem kladívka excituje spektrum zvukových vln Má naučený rezonanční obraz „zdravého“ kola – odbržděného a zabržděného Libovolná porucha výsledný rezonanční obraz poruší – vozmistr to pozná sluchem
14
Helioseismologie Změřené frekvence – porovnání s frekvencemi vypočtenými z modelu Různé vlny jsou jinak citlivé na změny parametrů plazmatu v závislosti na poloze Některé vlny podléhají rotačnímu štěpení −
Z rozštěpení lze rotaci změřit
Magnetické pole – složitá interakce, v zásadě neprobádaná oblast −
Fázové posuny nízkofrekvenčních modů → mapování magnetických polí na odvrácené straně Slunce
15
Mapování poruch v nitru Slunce Porucha v cestě vlny (tok plazmatu, zhustek, magnetické pole) ovlivní šíření vln – změna frekvence a fáze, změna rychlosti šíření – pozorujeme zpoždění/zrychlení Měření času šíření kroskorelací signálu ve dvou bodech −
pozorovatel
anomálie
zdroj zdroj zdroj
Time-distance helioseismologie
16
Výsledky – upřesnění slunečního modelu
17
Výsledky – sluneční rotace Zářivé nitro – jako pevné těleso Konvektivní obálka – diferenciální rotace v šířce i hloubce Není jasné, jak vypadají polární oblasti V hloubce oblasti radiálního střihu – na dně KZ a cca 5 % pod povrchem – ideální prostředí pro sídlo dynama
18
Výsledky – mnohaškálová dynamika plazmatu Prostorové rozlišení podstatně klesá s hloubkou Charakter konvekce je v podstatě neznámý hlouběji než 2 Mm −
Nepřímá měření naznačují, že bude možná třeba zcela změnit paradigma konvekce 19
Výsledky – 3D struktura slunečních skvrn Nelze rozhodnout, jak vlastně vypadá sluneční skvrna −
Monolit vs. svazek trubic? Dvouteplotní struktura?
Velmi složitá interakce zvukových vln s magnetickými poli znemožňuje provést inverzi helioseismických měření (nebo se musí ignorovat 90 % fyziky) −
Dvojitá konverze zvukových vln na pomalé a rychlé vlny na rozhraní, kde cs = cA
20
Helioseismologie – shrnutí Helioseismologie (zatím) nenalezla rozpory se standardními modely slunečního nitra, naopak, vylučuje mnohé nestandardní (low Z jádro, vnitřní konvekce, …) −
Přispěla k vyřešení neutrinového problému
V současnosti se jedná o standardní metodu slunečního výzkumu −
Pozorovací kombajny SOHO, SDO, pozorovací sítě BISON, GONG(+)
Odklon od aproximace paprskovou optikou (ray approximation) k vlnovému popisu (single scattering, Born approximation) Je snaha výsledky zpřesňovat (nebo alespoň stanovit jejich přesnost) 21
Asteroseismologie V zásadě již dnes možná (a běžná) Oscilace z rychlé fotometrie – projevy pouze vln s dlouhou vlnovou délkou Lze spojit s hledáním exoplanet tranzitní metodou – Kepler, Corot, PLATO
Hmotnost: Svítivost: Efektivní teplota: Teplota jádra: Hustota jádra: Teplota KZ: Metalicita:
1,98×1030 kg 3,84×1026 W 5770 K 15,7 MK 152,7 g/cm3 2,18 MK 0,01694
2,19×1030 kg 5,83×1026 W 5790 K 19 MK 177,1 g/cm3 1,89 MK 0,0384
22
Závěrem (Myslíme si, že) víme o nitru Slunce vše podstatné Je však třeba studovat detaily, které mohou hrát důležitou roli
Několik málo nejasností Konvekce Magnetické pole
23
