Cesta do nitra Slunce

Rozměr: px

Začít zobrazení ze stránky:

Download "Cesta do nitra Slunce"

Vendula Hájková
před 8 lety
Počet zobrazení:

1 Cesta do nitra Slunce Jeden den s fyzikou MFF UK, Michal Švanda Astronomický ústav MFF UK

2 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,

Naše dalekohledy mohou zkoumat vzdálenější a vzdálenější hlubiny vesmíru, ale jak lze vůbec získat nějakou

3 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 kg Poloměr km Svítivost 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

vlivu končí někde ve vzdálenosti 2 světelných let Hmotnost 2 10 30 kg Poloměr 700 000 km Svítivost 4

4 Co je hvězda? Objekt v hydrostatické rovnováze (=kulatý) vyrábějící si alespoň po část života energii termojadernou fúzí v jádře Hmotnost 0, Sluncí Teploty K Poloměr 10 km 1000 Sluncí Svítivost až Sluncí 4

5 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

6 Jak (podle modelu) vypadá Slunce? 6

7 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

8 Dynamická atmosféra 8

9 Oscilace 180 Mm SDO/HMI, 12. května 2010, 00:00-06:00 UT, střed disku 9

10 Výkonové spektrum p 5 p 4 p 3 p 2 p 1 f konvekce 10

11 Filtrujeme vlny 11

12 Filtrujeme konvekci 12

13 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

Vertikální stratifikace různé body vnitřního obratu pro různé vlnové délky Každá

14 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

rezonanční obraz zdravého kola odbržděného a zabržděného

15 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

štěpení Z rozštěpení lze rotaci změřit Magnetické pole složitá interakce, v zásadě neprobádaná

16 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 Time-distance helioseismologie pozorovatel zdroj zdroj zdroj anomálie 16

šíření pozorujeme zpoždění/zrychlení Měření času šíření kroskorelací signálu

17 Výsledky upřesnění slunečního modelu 17

18 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

jasné, jak vypadají polární oblasti V hloubce oblasti radiálního

19 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

je v podstatě neznámý hlouběji než 2 Mm Nepřímá měření

20 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 c s = c A 20

Velmi složitá interakce zvukových vln s magnetickými poli znemožňuje provést inverzi

21 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

22 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: 1, kg 2, kg Svítivost: 3, W 5, W Efektivní teplota: 5770 K 5790 K Teplota jádra: 15,7 MK 19 MK Hustota jádra: 152,7 g/cm 3 177,1 g/cm 3 Teplota KZ: 2,18 MK 1,89 MK Metalicita: 0, ,

23 (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 Závěrem 23

Podobné dokumenty

Slunce jako hvězda. Michal Švanda Astronomický ústav AV ČR Astronomický ústav UK

Slunce jako hvězda. Michal Švanda Astronomický ústav AV ČR Astronomický ústav UK Slunce jako hvězda Michal Švanda Astronomický ústav AV ČR Astronomický ústav UK Hvězdy, koření vesmíru Pouhá 4,5% hmoty a energie vesmíru ve svítící hmotě Z toho pouze 90 % podle předpokladů koncentrováno