Гелиосейсмология

Гелиосейсмология , термин, придуманный Дугласом Гофом , представляет собой изучение структуры и динамики Солнца посредством его колебаний. В основном они вызваны звуковыми волнами, которые постоянно движутся и гасятся конвекцией вблизи поверхности Солнца. Это похоже на геосейсмологию или астеросейсмологию (также придуманную Гофом), которые соответственно изучают Землю или звезды посредством их колебаний. Хотя колебания Солнца были впервые обнаружены в начале 1960-х годов, только в середине 1970-х годов стало понятно, что колебания распространяются по всему Солнцу и могут позволить ученым изучать его глубокие недра. Современная область разделена на глобальную гелиосейсмологию , которая непосредственно изучает резонансные режимы Солнца. и локальная гелиосейсмология , которая изучает распространение составляющих волн вблизи поверхности Солнца.

Гелиосейсмология способствовала ряду научных прорывов. Самым примечательным было показать, что аномалия в предсказанном потоке нейтрино от Солнца не может быть вызвана недостатками звездных моделей и вместо этого должна быть проблемой физики элементарных частиц . Так называемая проблема солнечных нейтрино была в конечном итоге решена с помощью нейтринных осцилляций . Экспериментальное открытие осцилляций нейтрино было отмечено Нобелевской премией по физике 2015 года . Гелиосейсмология также позволила точно измерить квадрупольные моменты (и более высокого порядка) гравитационного потенциала Солнца. которые согласуются с общей теорией относительности . Первые гелиосейсмические расчеты профиля внутреннего вращения Солнца показали грубое разделение на жестко вращающееся ядро ​​и дифференциально вращающуюся оболочку. Пограничный слой теперь известен как тахоклин. и считается ключевым компонентом солнечной динамо-машины . Хотя он примерно совпадает с основанием зоны солнечной конвекции (также выведенной с помощью гелиосейсмологии), он концептуально отличается, поскольку представляет собой пограничный слой, в котором существует меридиональный поток, связанный с зоной конвекции и обусловленный взаимодействием между бароклинностью и напряжениями Максвелла.

Гелиосейсмология извлекает наибольшую выгоду из непрерывного мониторинга Солнца, который начался сначала с непрерывных наблюдений вблизи Южного полюса в течение южного лета. Кроме того, наблюдения за несколькими солнечными циклами позволили гелиосейсмологам изучать изменения в структуре Солнца на протяжении десятилетий. Эти исследования стали возможными благодаря глобальным сетям телескопов, таким как Группа глобальных сетей колебаний (GONG) и Сеть солнечных колебаний Бирмингема (BiSON), которые работают уже более нескольких десятилетий.

Типы солнечных колебаний

Иллюстрация режима солнечного давления (режим p) с радиальным порядком n=14, угловым градусом l=20 и азимутальным порядком m=16. На поверхности изображена соответствующая сферическая гармоника. Внутри показано радиальное смещение, рассчитанное с использованием стандартной солнечной модели. Обратите внимание, что увеличение скорости звука по мере приближения волн к центру Солнца вызывает соответствующее увеличение длины волны звука.

Моды солнечных колебаний интерпретируются как резонансные колебания примерно сферически-симметричной самогравитирующей жидкости, находящейся в гидростатическом равновесии. Тогда каждую моду можно приблизительно представить как произведение функции радиуса $r$ и сферическая гармоника $Y_{l}^{m}(\theta ,\phi )$и, следовательно, может быть охарактеризован тремя квантовыми числами, которые обозначают:

• количество узловых оболочек в радиусе, известное как радиальный порядок $n$;
• общее количество узловых кругов на каждой сферической оболочке, известное как угловой градус $\ell$; и
• количество продольных узловых кругов, известное как азимутальный порядок $m$.

Можно показать, что колебания делятся на две категории: внутренние колебания и специальную категорию поверхностных колебаний. Точнее, есть:

Режимы давления (режимы p)

Режимы давления по сути представляют собой стоячие звуковые волны. Доминирующей восстанавливающей силой является давление (а не плавучесть), отсюда и название. Все солнечные колебания, которые используются для выводов о недрах, представляют собой p-моды с частотами от 1 до 5 миллигерц и угловыми градусами от нуля (чисто радиальное движение) до порядка. $10^{3}$. Грубо говоря, их плотность энергии меняется в зависимости от радиуса, обратно пропорционально скорости звука, поэтому их резонансные частоты определяются преимущественно внешними областями Солнца. Следовательно, по ним трудно сделать вывод о строении солнечного ядра.

Диаграмма распространения стандартной солнечной модели. показывает, где колебания имеют характер g-моды (синий) или где дипольные моды имеют характер p-моды (оранжевый). Пунктирная линия показывает частоту акустической среза, вычисленную в результате более точного моделирования и выше которой моды не захватываются звездой и, грубо говоря, не резонируют.

Гравитационные режимы (режимы g)

Гравитационные моды ограничены конвективно-стабильными областями: либо радиационными недрами, либо атмосферой. Восстанавливающей силой является преимущественно плавучесть и, следовательно, косвенно гравитация, от которой они и получили свое название. Они недолговечны в зоне конвекции, поэтому внутренние моды имеют малые амплитуды у поверхности и их чрезвычайно трудно обнаружить и идентифицировать. Давно признано, что измерение даже нескольких g-мод может существенно расширить наши знания о недрах Солнца. Однако ни одна отдельная g-мода до сих пор не была однозначно измерена, хотя были заявлены оба косвенных обнаружения. и бросил вызов. Кроме того, могут существовать подобные гравитационные режимы, ограниченные конвективно-стабильной атмосферой.

Подробнее см. в группе Феб .

Режимы поверхностной гравитации (режимы f)

Поверхностные гравитационные волны аналогичны волнам в глубокой воде, поскольку лагранжево возмущение давления практически равно нулю. Они имеют высокую степень $\ell$, проникая на характерное расстояние $R/\ell$, где $R$ это солнечный радиус. В хорошем приближении они подчиняются так называемому закону дисперсии глубоководных волн: $\omega ^{2}=gk_{\rm {h}}$, независимо от стратификации Солнца, где $\omega$ угловая частота, $g$ поверхностная гравитация и $k_{\rm {h}}=\ell /R$ горизонтальное волновое число, и стремимся асимптотически к этому соотношению как $k_{\rm {h}}\rightarrow \infty$.

может

Колебания, успешно используемые в сейсмологии, по существу адиабатические. Поэтому их динамика представляет собой действие сил давления $p$ (плюс предполагаемые напряжения Максвелла) относительно материи с плотностью инерции $\rho$, что само по себе зависит от соотношения между ними при адиабатическом изменении, обычно определяемом количественно через (первый) показатель адиабаты $\gamma _{1}$. Равновесные значения переменных $p$ и $\rho$ (вместе с динамически малой угловой скоростью $\Omega$ и магнитное поле ${\rm {B}}$) связаны ограничением гидростатической опоры, которое зависит от общей массы $M$ и радиус $R$ Солнца. Очевидно, частоты колебаний $\omega$ зависят только от сейсмических переменных $\rho (p,\Omega ,{\rm {B)}}$, $\gamma _{1}$, $\Omega$ и ${\rm {B}}$, или любой независимый набор их функций. Следовательно, информацию можно получить непосредственно только об этих переменных. Квадрат адиабатической скорости звука, $c^{2}=\gamma _{1}p/\rho$, является такой общепринятой функцией, потому что это величина, от которой в основном зависит распространение звука. Свойства других, несейсмических величин, таких как содержание гелия, $Y$, или возраст главной последовательности $t_{\odot }$, можно вывести только путем дополнения дополнительными предположениями, что делает результат более неопределенным.

Анализ данных

Глобальная

Спектр мощности Солнца по данным приборов Солнечной и гелиосферной обсерватории по двойным логарифмическим осям. Три полосы пропускания прибора VIRGO/SPM показывают почти одинаковый спектр мощности. Наблюдения за скоростью по лучу зрения, полученные с помощью GOLF, менее чувствительны к красному шуму, создаваемому грануляцией . Все наборы данных ясно показывают режимы колебаний около 3 мГц.

Спектр мощности Солнца в районе, где моды имеют максимальную мощность, с использованием данных приборов GOLF и VIRGO/SPM на борту Солнечной и гелиосферной обсерватории. Моды низкой степени (l<4) демонстрируют четкую гребенчатую структуру с регулярным интервалом.

Спектр мощности средней угловой степени ( $0\leq \ell <300$) солнечные колебания, рассчитанные за 144 дня по данным прибора MDI на борту SOHO . Цветовая шкала является логарифмической и насыщена на уровне одной сотой максимальной мощности сигнала, чтобы сделать моды более заметными. В низкочастотной области преобладает сигнал грануляции. По мере увеличения угловой степени частоты отдельных мод сходятся в четкие гребни, каждый из которых соответствует последовательности мод низшего порядка.

Основным инструментом анализа необработанных сейсмических данных является преобразование Фурье . В хорошем приближении каждая мода представляет собой затухающий гармонический генератор, для которого мощность как функция частоты является функцией Лоренца . Данные с пространственным разрешением обычно проецируются на желаемые сферические гармоники для получения временных рядов, которые затем преобразуются Фурье. Гелиосейсмологи обычно объединяют полученные одномерные спектры мощности в двумерный спектр.

В нижнем частотном диапазоне колебаний преобладают изменения, вызванные грануляцией . Сначала их необходимо отфильтровать до (или одновременно с) анализа мод. Гранулированные потоки на поверхности Солнца в основном горизонтальные, от центров поднимающихся гранул к узким нисходящим потокам между ними. По сравнению с колебаниями грануляция дает более сильный сигнал по интенсивности, чем лучевая скорость, поэтому последняя предпочтительна для гелиосейсмических обсерваторий.

Локальная

Локальная гелиосейсмология — термин, придуманный Чарльзом Линдси, Дугом Брауном и Стюартом Джеффрисом в 1993 году. — использует несколько различных методов анализа, чтобы сделать выводы на основе данных наблюдений.

• Спектральный метод Фурье –Ханкеля первоначально использовался для поиска поглощения волн солнечными пятнами.
• Анализ кольцевых диаграмм , впервые предложенный Фрэнком Хиллом, используется для определения скорости и направления горизонтальных потоков под поверхностью Солнца путем наблюдения доплеровских сдвигов окружающих акустических волн на основе спектров мощности солнечных колебаний, рассчитанных по участкам солнечной поверхности (обычно 15 ° × 15 °). Таким образом, анализ кольцевых диаграмм представляет собой обобщение глобальной гелиосейсмологии, применимое к локальным областям Солнца (в отличие от половины Солнца). Например, скорость звука и показатель адиабаты можно сравнить в магнитоактивной и неактивной (спокойное Солнце) областях.
• Гелиосейсмология на расстоянии и времени Целью проекта является измерение и интерпретация времени прохождения солнечных волн между любыми двумя точками на солнечной поверхности. Неоднородности вблизи траектории луча, соединяющей эти две точки, нарушают время прохождения между этими двумя точками. Затем необходимо решить обратную задачу, чтобы сделать вывод о локальной структуре и динамике недр Солнца.
• Гелиосейсмическая голография , подробно представленная Чарльзом Линдси и Дугом Брауном для целей получения изображений дальней (магнитной) стороны. является частным случаем фазочувствительной голографии. Идея состоит в том, чтобы использовать волновое поле видимого диска, чтобы узнать об активных областях на обратной стороне Солнца. Основная идея гелиосейсмической голографии состоит в том, что волновое поле, например, лучевая доплеровская скорость, наблюдаемая на поверхности Солнца, может использоваться для оценки волнового поля в любом месте внутри Солнца в любой момент времени. В этом смысле голография во многом похожа на сейсмическую миграцию — метод геофизики, который используется с 1940-х годов. Другой пример: этот метод использовался для получения сейсмического изображения солнечной вспышки.
• Идея прямого моделирования состоит в том, чтобы оценить подземные потоки путем прямой инверсии частотно-волновых корреляций, наблюдаемых в волновом поле в области Фурье. Вудард продемонстрирована способность метода восстанавливать приповерхностные течения в f-режимах.

Инверсия

Введение

Режимы колебаний Солнца представляют собой дискретный набор наблюдений, чувствительных к его непрерывной структуре. Это позволяет ученым сформулировать обратные задачи для внутренней структуры и динамики Солнца. Учитывая эталонную модель Солнца, различия между его частотами мод и частотами Солнца, если они небольшие, представляют собой средневзвешенные различия между структурой Солнца и структурой эталонной модели. Затем различия в частотах можно использовать для вывода об этих структурных различиях. Весовые функции этих средних значений известны как ядра .

Структура

Первые инверсии структуры Солнца были сделаны с помощью закона Дюваля. а затем с использованием закона Дюваля, линеаризованного относительно эталонной солнечной модели. Эти результаты впоследствии были дополнены анализом, который линеаризует полный набор уравнений, описывающих звездные колебания, относительно теоретической эталонной модели. и теперь являются стандартным способом инвертировать данные о частоте. Инверсии продемонстрировали различия в солнечных моделях, которые были значительно уменьшены за счет гравитационного осаждения : постепенного отделения более тяжелых элементов по направлению к солнечному центру (и более легких элементов к поверхности, чтобы заменить их).

Ротация

Профиль внутреннего вращения Солнца получен с использованием данных гелиосейсмического и магнитного формирователя изображений на борту обсерватории солнечной динамики . Внутренний радиус был усечен там, где точность измерений составляет менее 1%, что происходит примерно на 3/4 пути до ядра. Пунктирная линия указывает основание зоны солнечной конвекции, которое совпадает с границей изменения профиля вращения, известной как тахоклин.

Если бы Солнце было идеально сферическим, моды с разными азимутальными порядками m имели бы одинаковые частоты. Однако вращение разрушает это вырождение, и частоты мод различаются вращательным расщеплением , которое представляет собой средневзвешенное значение угловой скорости Солнца. Различные режимы чувствительны к разным частям Солнца, и при наличии достаточного количества данных эти различия можно использовать для определения скорости вращения Солнца. Например, если бы Солнце вращалось равномерно, все p-моды были бы разделены примерно на одинаковую величину. На самом деле угловая скорость неоднородна, что видно на поверхности, где экватор вращается быстрее, чем полюса. Солнце вращается достаточно медленно, поэтому сферическая невращающаяся модель достаточно близка к реальности для получения ядер вращения.

Гелиосейсмология показала, что Солнце имеет профиль вращения с несколькими особенностями:

• жестко вращающаяся радиационная (т.е. неконвективная) зона, хотя скорость вращения внутреннего ядра малоизвестна;
• тонкий слой сдвига, известный как тахоклин , который разделяет жестко вращающуюся внутреннюю часть и дифференциально вращающуюся конвективную оболочку;
• конвективная оболочка, в которой скорость вращения меняется как с глубиной, так и с широтой; и
• последний слой сдвига непосредственно под поверхностью, в котором скорость вращения замедляется по направлению к поверхности.

Связь с другими полями

Геосейсмология

Основная статья: Сейсмология

Гелиосейсмология родилась по аналогии с геосейсмологией , но остается несколько важных отличий. Во-первых, у Солнца нет твердой поверхности, и поэтому оно не может поддерживать поперечные волны . С точки зрения анализа данных глобальная гелиосейсмология отличается от геосейсмологии тем, что изучает только нормальные режимы. Таким образом, локальная гелиосейсмология несколько ближе по духу к геосейсмологии в том смысле, что она изучает все волновое поле.

Астеросейсмология

Основная статья: Астеросейсмология

Поскольку Солнце является звездой, гелиосейсмология тесно связана с изучением колебаний других звезд, известным как астеросейсмология . Гелиосейсмология наиболее тесно связана с изучением звезд, чьи колебания также вызываются и гасятся их внешними конвекционными зонами, известными как солнечные осцилляторы , но основная теория в целом одинакова для других классов переменных звезд.

Принципиальное отличие состоит в том, что колебания в далеких звездах невозможно разрешить. Поскольку более яркие и темные сектора сферической гармоники компенсируются, это почти полностью ограничивает астеросейсмологию изучением мод низкой степени (угловой степени $\ell \leq 3$). Это значительно усложняет инверсию, но верхних пределов все же можно достичь, сделав более ограничительные допущения.

История

Солнечные колебания впервые наблюдались в начале 1960-х годов. как квазипериодическое изменение интенсивности и лучевой скорости с периодом около 5 минут. Ученые постепенно поняли, что эти колебания могут быть глобальными модами Солнца, и предсказали, что эти моды будут образовывать четкие гребни в двумерных спектрах мощности. Впоследствии эти гребни были подтверждены при наблюдениях мод высоких степеней в середине 1970-х годов. а при наблюдениях всего диска были выделены мультиплеты мод разных радиальных порядков. В то же время Йорген Кристенсен-Далсгаард и Дуглас Гоф предположили возможность использования частот отдельных мод для определения внутренней структуры Солнца. Они откалибровали солнечные модели по данным низкого градуса. найти два одинаково хороших варианта, один с низким $Y$ и соответствующая низкая скорость производства нейтрино $L_{\nu }$, другой с более высоким $Y$ и $L_{\nu }$; более ранние калибровки огибающей по частотам высокой степени предпочли последнее, но результаты оказались не совсем убедительными. Так было до тех пор, пока Том Дюваль и Джек Харви соединили два крайних набора данных путем измерения мод промежуточной степени, чтобы установить квантовые числа, связанные с более ранними наблюдениями, которые более высокие $Y$ была создана модель, тем самым на том раннем этапе предположив, что решение проблемы нейтрино должно лежать в ядерной физике или физике элементарных частиц.

Новые методы инверсии, разработанные в 1980-х годах, позволяют исследователям определять профили скорости звука и, менее точно, плотности на большей части Солнца, подтверждая вывод о том, что остаточные ошибки в выводах о солнечной структуре не являются причиной проблемы нейтрино. . К концу десятилетия наблюдения также начали показывать, что частоты мод колебаний меняются в зависимости от цикла магнитной активности Солнца .

Чтобы решить проблему невозможности наблюдать Солнце ночью, несколько групп начали собирать сети телескопов (например, Бирмингемскую сеть солнечных колебаний , или BiSON, и Группа сети глобальных колебаний ), из которого Солнце всегда было бы видно хотя бы одному узлу. Длительные непрерывные наблюдения привели это поле к зрелости, и состояние поля было обобщено в специальном выпуске журнала Science за 1996 год . Это совпало с началом нормальной работы Солнечной и гелиосферной обсерватории (SoHO), которая начала производить высококачественные данные для гелиосейсмологии.

В последующие годы была решена проблема солнечных нейтрино, а длительные сейсмические наблюдения позволили анализировать многочисленные циклы солнечной активности. Согласие между стандартными моделями Солнца и гелиосейсмическими инверсиями было прервано новыми измерениями содержания тяжелых элементов в солнечной фотосфере на основе детальных трехмерных моделей. Хотя позже результаты вернулись к традиционным ценностям, использовавшимся в 1990-е годы, новые содержания значительно ухудшили согласие между моделями и гелиосейсмическими инверсиями. Причина расхождения остается невыясненной и известна как проблема солнечного изобилия .

Космические наблюдения SoHO продолжались, и в 2010 году к SoHO присоединилась Обсерватория солнечной динамики (SDO), которая также постоянно следит за Солнцем с момента начала своей деятельности. Кроме того, наземные сети (в частности, BiSON и GONG) продолжают работать, предоставляя практически непрерывные данные с земли.

См. также

• 160-минутный солнечный цикл
• Корональная сейсмология
• Дифференциальное вращение
• Дискосейсмология
• Разделение частот
• Магнитогравитационная волна
• Волна Мортона
• Проблема солнечных нейтрино
• Солнечная башня (астрономия)
• Звездное вращение

Внешние ссылки

• Нетехническое описание гелио- и астеросейсмологии получено в ноябре 2009 г.
• Гоф, DO (2003). «Производство солнечных нейтрино» . Анналы Анри Пуанкаре . 4 (С1): 303–317. Бибкод : 2003AnHP....4..303G . дои : 10.1007/s00023-003-0924-z . S2CID   195335212 .
• Жизон, Лоран; Берч, Аарон К. (2005). «Локальная гелиосейсмология» . Живой преподобный Сол. Физ . 2 (1): 6. Бибкод : 2005LRSP....2....6G . дои : 10.12942/lrsp-2005-6 .
• Ученые опубликовали беспрецедентный прогноз следующего цикла солнечных пятен. Пресс-релиз Национального научного фонда, 6 марта 2006 г.
• Миш, Марк С. (2005). «Крупномасштабная динамика зоны конвекции и тахоклина» . Живой преподобный Сол. Физ . 2 (1): 1. Бибкод : 2005LRSP....2....1M . дои : 10.12942/lrsp-2005-1 .
• Европейская сеть гелио- и астеросейсмологии (HELAS)
• Изображения Солнца на дальней и земной сторонах
• Живые обзоры солнечной физики. Архивировано 29 сентября 2010 г. на Wayback Machine.
• Гелиосейсмология и астеросейсмология в МПС

Спутниковые инструменты

• ДЕВА
• СОИ/МДИ
• СДО/ЧМИ
• СЛЕД

Наземные инструменты

• БиСОН
• Марк-1
• ГОНГ
• HiDHN

Дальнейшее чтение

• Кристенсен-Дальсгаард, Йорген. «Конспект лекций по звёздным колебаниям» . Проверено 5 июня 2015 г.
• Пайперс, Фрэнк П. (2006). Методы гелио- и астеросейсмологии . Лондон: Издательство Имперского колледжа. ISBN  978-1-8609-4755-1 .