.
С. В. Воронцов, доктор физико-математических наук. Институт физики Земли РАН.
Природа колебаний
Колебания на Солнце в начале 60-х годов обнаружили американские астрономы Р. Лейтон, Р. Нойс и Дж. Саймон. Они наблюдали цуги квазипериодических колебаний в солнечной фотосфере с периодом около пяти минут. Природа этих колебаний долгое время оставалась неясной. И все же датой рождения гелиосейсмологии можно считать 1975 г., когда блестящие наблюдения немецкого астронома Ф.-Л. Дебнера убедительно показали: загадочные пятиминутные колебания представляют собой наложение огромного числа различных мод резонансных акустических колебаний Солнца. Они проявляются не только на поверхности, но и глубоко в недрах, вплоть до области термоядерных реакций в ядре. Такие колебания несут богатейшую информацию о внутреннем строении Солнца. Их спектр уникален, подобно звучанию музыкального инструмента, индивидуальность которого единственна и неповторима. Глобальные акустические колебания — это упругие резонансные колебания Солнца, являющиеся звуковыми волнами, захваченными в его недрах. Источником энергии служит акустический шум, генерируемый турбулентной конвекцией в оболочке Солнца. При таком шумовом (стохастическом) возбуждении звуковые волны излучаются в широком диапазоне частот и по всем направлениям. Распространяясь по различным траекториям в недрах, волны многократно отражаются от поверхности. Траектория волны может оказаться замкнутой — и тогда в результате интерференции образуется стоячая волна, это одна из мод акустических колебаний. Сложение бегущих волн в стоячую аналогично ее возникновению в обычной струне на определенных дискретных (резонансных) частотах.
Спектр колебаний струны состоит из основного тона, первого и второго обертона и т. д. (номер обертона определяется числом узлов в распределении амплитуды по длине струны). Солнечные же колебания могут иметь не только разное число узлов по радиусу Солнца (его называют радиальным номером обертона n), но и различное распределение амплитуд по поверхности. При колебаниях в каждой моде отдельные участки поверхности Солнца движутся в противофазе и разделены узловыми линиями, на которых амплитуда колебаний равна нулю. Полное число таких линий по поверхности Солнца называют степенью колебаний I. (В строгом математическом описании распределение амплитуд по поверхности определяется сферической гармоникой степени I.) Простейший тип колебаний — это радиальные с I=0, при которых поверхность Солнца периодически расширяется и сжимается, не меняя своей сферической формы. Колебания с I=1 называют дипольными. Наглядно представить их можно, если потрясти сваренное всмятку яйцо: оболочка и ядро будут двигаться в противоположных направлениях, совершая колебания относительно общего центра масс. Колебания с I=2 называют квадрупольными, они поочередно деформируют поверхность Солнца в вытянутый и сплюснутый эллипсоид. Колебания более высоких степеней имеют и более сложную форму (диапазон солнечных колебаний весьма широк — до l~2000).
Регистрируют солнечные осцилляции, как правило, путем измерения доплеровских скоростей на поверхности Солнца. Выбирают одну из узких линий поглощения в его оптическом спектре. При движении вещества'! сторону наблюдателя из-за эффекта Доплера линия поглощения смещается в фиолетовую область спектра, при движении в обратном направлении — в красную. Амплитуды колебаний по солнечным масштабам весьма малы (сантиметры в секунду), однако вполне обнаружимы спектральными оптическими методами. Современные наблюдения с высоким пространственным разрешением видимого диска Солнца позволяют выделять осцилляции различной степени I. Колебания удается регистрировать и в интенсивности солнечного излучения, где они имеют относительную амплитуду порядка 10^-6. Благодаря специальным прецизионным инструментам, разработанным для наблюдения солнечных осцилляции, в ходе обширных научных программ зарегистрированы многие тысячи частот различных мод солнечных колебаний. И измерены они с почти фантастической для астрофизики относительной точностью — до 10^-5. Основной объем подобных высококачественных данных о колебаниях в широком диапазоне степеней I получен на солнечных телескопах обсерваторий Биг Бэр и Маунт Вилсон (США) и в экспедиционных наблюдениях на Южном Полюсе (наблюдения на полюсе позволили получить ряды данных, не прерываемые сменой дня и ночи). Лучшие данные о колебаниях низких степеней I получены на сетях наземных станций, организованных учеными из Бирмингемского университета (Англия) и университета Ниццы (Франция), а также из космоса — с борта аппарата «Фобос» при его полете к Марсу. Это был один из немногих экспериментов по программе «Фобос», который удалось завершить, передав на Землю прекрасные результаты.
Данные о частотах акустических колебаний Солнца по объему и качеству уже сейчас превзошли информацию о собственных колебаниях Земли, которой располагает земная сейсмология. Как это ни странно, но солнечные осцилляции легче наблюдать, чем земные. Дело в том, что земные колебания можно регистрировать только в отдельных точках и лишь после землетрясений или взрывов. Солнце же мы наблюдаем целиком, и его колебания все время возбуждаются.
Строение солнечных недр по сейсмическим данным
Бурное развитие работ по гелиосейсмологии, последовавшее за Первыми сообщениями об измерении частот солнечных колебаний, связано с тем, что новые данные попали на хорошо подготовленную почву. Уже были разработаны детальные количественные модели внутреннего строения Солнца — стандартные солнечные модели, Они рассчитаны на основе общих концепций теории звездной эволюции и современных количественных представлений о скоростях ядерных реакций, переносе излучения, конвективном теплопереносе в звездах. С другой стороны, была детально развита теория звездных осцилляции, начавшаяся с работ Кельвина и У. Ю. Лэмба. Теория эта применялась к расчету колебаний классических переменных звезд (пульсирующих, в отличие от Солнца, с большими амплитудами на одной или двух низших модах колебаний). Казалось бы, оставалось только взять стандартные модели Солнца, рассчитать на ЭВМ частоты осцилляции с помощью уже существующих алгоритмов (или несколько адаптировать алгоритмы, разработанные в земной сейсмологии для расчета собственных колебаний Земли) и сравнить полученные частоты с наблюдаемыми. Все это было сделано. И оказалось, что теоретические и наблюдаемые частоты неплохо согласуются — подтвердилась правильность наших основных представлений о внутреннем строении Солнца. Однако вскоре выявились и существенные расхождения. Их попытались снять путем подбора модели, внося количественные изменения в ту сложную физику, которая легла в основу построения эволюционной модели. Расхождения удалось несколько уменьшить, но не удалось полностью устранить. Лучшие из существующих сейчас моделей согласуются с наблюдаемыми солнечными частотами на уровне примерно одного процента, Но, к сожалению, даже такого, казалось бы, хорошего согласия недостаточно, чтобы считать модели удовлетворительными. Частоты колебаний в различной мере чувствительны к строению тех или иных областей Солнца. Кардинальные изменения в строении небольшого центрального ядра, где идут термоядерные реакции и изучение которого представляет особый интерес, ведут к относительному изменению частот всего лишь порядка 10^-3. В то же время процесс подбора модели осложнен тем, что в ее построение закладывается немало качественных и количественных допущений; возможных источников расхождений достаточно, а расчет эволюционных моделей и частот их колебаний с хорошей точностью превращается в весьма громоздкую вычислительную задачу.
По мере накопления и уточнения наблюдательных данных становилось ясно, что простым подбором модели проблему не решить. Наблюдательная гелиосей-смология значительно опередила гелиосейсмологию теоретическую (это положение сохраняется и сейчас). Обилие и хорошее качество данных позволило подойти к проблеме с иной стороны — попытаться решить обратную задачу: восстановить сейсмическое строение Солнца непосредственно по наблюдаемым частотам колебаний, привлекая модели лишь для сравнения результатов. На этом пути, приводящем нас в увлекательную область математики — изучение обратных задач, и ведутся сейчас основные исследования по гелиосейсмологии. И, конечно, огромную помощь здесь оказывает опыт, накопленный в обратных задачах земной сейсмологии.
Перечислим некоторые основные результаты, полученные в сейсмологии Солнца к настоящему времени.
Удалось измерить толщину конвективной оболочки Солнца. Она составляет 29 % солнечного радиуса. Оценка по стандартным моделям делалась со значительной неопределенностью и, как правило, давала более тонкую конвективную зону. Выявлены погрешности стандартных моделей в лучистой зоне Солнца, связанные с неточным описанием переноса излучения. Сейсмические же данные позволяют уточнить коэффициенты «непрозрачности» солнечной плазмы, предсказываемые физической теорией взаимодействия излучения с веществом.
Наконец — и это самое интересное — получены указания на необычное строение солнечного ядра. Но поскольку его труднее всего изучать с помощью акустических колебаний, окончательные выводы требуют еще дальнейшего тщательного анализа. И все же предварительные результаты нескольких независимых групп исследователей можно интерпретировать как указание на то, что вещество в ядре перемешивается, и такое перемешивание происходило в течение всей солнечной эволюции.
Здесь необходимо сделать небольшое отступление. Один из постулатов стандартной теории солнечной эволюции гласит, что вещество в недрах Солнца перемешивается лишь в конвективной оболочке. В ядре никакого перемешивания не происходит, и продукты термоядерных реакций (выгорание водорода с превращением в гелий) накапливаются в тех местах, где они образуются. Вопрос этот тесно связан с проблемой дефицита солнечных нейтрино — одной из важнейших проблем астрофизики двух последних десятилетий. Дело в том, что наблюдаемый в земных нейтринных детекторах поток энергичных нейтрино от Солнца (из-за слабого взаимодействия с веществом они беспрепятственно проникают сквозь солнечную толщу и достигают Земли) втрое меньше, чем предсказывают стандартные солнечные модели. И хотя не исключено, что секрет тут в недостаточной изученности самих нейтрино как элементарных частиц, одно из возможных решений проблемы может быть связано с перемешиванием вещества в солнечном ядре. Генерация нейтрино исключительно чувствительна к температуре. Если какой-либо процесс приводит к перемешиванию вещества, то в область термоядерного горения дополнительно приносится свежий водород, и тогда для генерации той же самой энергии требуется меньшая температура, а это резко снижает поток нейтрино. Будущие сейсмические исследования солнечного ядра несомненно прольют свет на решение этой интереснейшей проблемы, выходящей далеко за рамки физики Солнца.