Гелиосейзмазология

Гелиосейзмазология , термин, придуманный Дугласом Гоф , является изучением структуры и динамики солнца посредством его колебаний. Они в основном вызваны звуковыми волнами, которые непрерывно управляются и демпфируются конвекцией возле солнечной поверхности. Он похож на геосеймологию или астеросеизма (также придуманную GOUGH), которые являются соответственно исследованиями Земли или Звезд в результате их колебаний. В то время как колебания Солнца были впервые обнаружены в начале 1960-х годов, только в середине 1970-х годов было понято, что колебания распространяются на протяжении всего солнца и могли позволить ученым изучить глубокий внутренний интерьер Солнца. Современная область разделена на глобальную гелиосезологию , которая напрямую изучает резонансные режимы Солнца, и местная гелиосеймология , которая изучает распространение волн компонентов вблизи солнечной поверхности.

Гелиосейзм внесла свой вклад в ряд научных прорывов. Наиболее заметным было показать, что аномалия в прогнозируемом потоке нейтрино от солнца не может быть вызвана недостатками в звездных моделях и вместо этого должна быть проблемой физики частиц . Так называемая проблема солнечной нейтрино была в конечном итоге решена путем колебаний нейтрино . Экспериментальное открытие нейтрино -колебаний было признано Нобелевской премией за физику 2015 года . Гелиосейзм также позволила точно измерения квадрупольных (и более высоких) моментов гравитационного потенциала Солнца, которые согласуются с общей относительностью . Первые гелиосейстские расчеты профиля внутреннего вращения Солнца показали грубое разделение на строго доходящее ядро ​​и огибающую дифференциально-огибку. Пограничный слой теперь известен как тахоклин и считается ключевым компонентом для солнечной динамо . Хотя он примерно совпадает с основанием зоны Солнечной конвекции, также выведенной через гелиосеймологию, концептуально отличается, является пограничным слоем, в котором существует меридиональный поток, связанный с конвекционной зоной и управляемый взаимодействием между бароклинностью и стрессами Максвелла.

Гелиосеймология больше всего пользуется непрерывным мониторингом солнца, что началось первым с непрерывных наблюдений от южного полюса в течение австралийского лета. Кроме того, наблюдения по нескольким солнечным циклам позволили гелиосисмологам изучать изменения в структуре солнца на протяжении десятилетий. Эти исследования становятся возможными благодаря глобальным сети телескопа, таким как Global Decillations Network Group (GONG) и Сети Солнечных колебаний Бирмингема (Bison), которые работают в течение нескольких десятилетий.

Типы солнечных колебаний

Иллюстрация режима солнечного давления (P -режим) с радиальным порядком n = 14, угловой степени L = 20 и азимутального порядка M = 16. Поверхность показывает соответствующую сферическую гармонику. Интерьер показывает радиальное смещение, рассчитанное с использованием стандартной солнечной модели. Обратите внимание, что увеличение скорости звука по мере того, как волны приближаются к центру солнца, вызывает соответствующее увеличение акустической длины волны.

Режимы солнечных колебаний интерпретируются как резонансные вибрации примерно сферически симметричной самогравитирующей жидкости в гидростатическом равновесии. Каждый режим может быть представлен приблизительно как произведение функции радиуса $r$ и сферическая гармоника $Y_{l}^{m}(\theta ,\phi )$и, следовательно, можно характеризоваться тремя квантовыми числами, которые этикетки:

• Количество узловых оболочек в радиусе, известное как радиальный порядок $n$;
• Общее количество узловых кругов на каждой сферической раковине, известная как угловая степень $\ell$; и
• Количество тех узловых кругов, которые являются продольными, известными как азимутальный порядок $m$.

Можно показать, что колебания разделены на две категории: внутренние колебания и специальная категория поверхностных колебаний. Более конкретно, есть:

Режимы давления (P -режимы)

Режимы давления по сути, стоящие звуковые волны. Доминирующая сила восстановления - это давление (а не плавучесть), отсюда и название. Все солнечные колебания, которые используются для выводов о интерьере, представляют собой P -режимы, с частотами от около 1 и 5 миллиерц и угловых градусов, начиная от нуля (чисто радиальное движение) до упорядочения $10^{3}$Полем Вообще говоря, их плотность энергии варьируется в зависимости от радиуса обратно пропорционально скорости звука, поэтому их резонансные частоты определяются преимущественно внешними областями Солнца. Следовательно, из них трудно сделать вывод структуры солнечного ядра.

Диаграмма распространения для стандартной солнечной модели показывая, где колебания имеют символ G-моде (синий) или где дипольные моды имеют символ P-мода (оранжевый). Пунктирная линия показывает частоту акустического отсечения, рассчитанную из более точного моделирования, и выше, что моды не попадают в звезду и примерно резонируют.

Режимы гравитации (G -режимы)

Режимы гравитации ограничены конвективно стабильными областями, либо радиационным интерьером, либо атмосферой. Восстановительную силу - это преимущественно плавучесть и, следовательно, косвенно гравитация, от которой они берут свое имя. Они исчезают в зоне конвекции, и поэтому внутренние моды имеют крошечные амплитуды на поверхности, и их чрезвычайно трудно обнаружить и идентифицировать. Давно было признано, что измерение даже нескольких режимов G может существенно увеличить наши знания о глубокой внутренней части Солнца. Тем не менее, ни один отдельный режим G еще не был однозначно измерен, хотя косвенные обнаружения были заявлены и бросил вызов. Кроме того, могут быть похожие гравитационные моды, ограниченные конвективно стабильной атмосферой.

Для получения дополнительной информации см. Phoebus Group .

Поверхностные режимы гравитации (F -режимы)

Поверхностные гравитационные волны аналогичны волнам в глубокой воде, имея свойство, что возмущение в Лагранже, по существу, равна нулю. Они в высокой степени $\ell$, проникает на характерное расстояние $R/\ell$, где $R$ Солнечный радиус. Для хорошего приближения они подчиняются так называемому закону о рассеивании глубоководной волны: $\omega ^{2}=gk_{\rm {h}}$, независимо от стратификации солнца, где $\omega$ Угловая частота, $g$ поверхностная гравитация и $k_{\rm {h}}=\ell /R$ горизонтальный волновый числ, и асимптотически к этому отношению как $k_{\rm {h}}\rightarrow \infty$.

Что может раскрыть сейсмология

Колебания, которые были успешно использованы для сейсмологии, по сути, являются адиабатическими. Поэтому их динамика является действием сил давления $p$ (плюс предполагаемые стрессы Максвелла) против материи с плотностью инерции $\rho$, что само по себе зависит от отношения между ними в рамках адиабатических изменений, обычно количественно оценивается через (первую) адиабатический показатель $\gamma _{1}$Полем Значения равновесия переменных $p$ и $\rho$ (вместе с динамически маленькой угловой скоростью $\Omega$ и магнитное поле ${\rm {B}}$) связаны с ограничением гидростатической поддержки, что зависит от общей массы $M$ и радиус $R$ Солнца. Очевидно, частоты колебаний $\omega$ зависит только от сейсмических переменных $\rho (p,\Omega ,{\rm {B)}}$, $\gamma _{1}$, $\Omega$ и ${\rm {B}}$, или любой независимый набор их функций. Следовательно, речь идет только об этих переменных, что информация может быть получена напрямую. Квадрат адиабатической скорости звука, $c^{2}=\gamma _{1}p/\rho$является такой часто принятой функцией, потому что это количество, от которой в основном зависит акустическое распространение. Свойства других, не сеусмических, таких как обилие гелия, $Y$, или возраст основной последовательности $t_{\odot }$, может быть сделано только путем добавления с дополнительными предположениями, что делает результат более неопределенным.

Анализ данных

Глобальная гелиосеймология

Спектр мощности солнца с использованием данных из инструментов на борту солнечной и гелиосферной обсерватории по двойной логарифмической оси. Три полосы пропускания прибора Dirego/SPM показывают почти тот же спектр мощности. Наблюдения за пределами зрения от гольфа менее чувствительны к красному шуму, вырабатываемому грануляцией . Все наборы данных ясно показывают режимы колебаний около 3 МГц.

Спектр мощности солнца вокруг, где режимы имеют максимальную мощность, используя данные из инструментов Golf и Vergo/SPM на солнечной и гелиосферной обсерватории. Режимы с низкой степенью (L <4) показывают четкий расщепленный рисунок с обычным интервалом.

Мощный спектр средней угловой степени ( $0\leq \ell <300$) Солнечные колебания, рассчитанные в течение 144 дней данных из инструмента MDI на борту Сохо . Цветовая шкала является логарифмической и насыщенной на одной сотой максимальной мощности сигнала, чтобы сделать режимы более заметными. В низкочастотной области преобладает сигнал грануляции. По мере увеличения угловой степени индивидуальные частоты режима сходится к чистым хребтам, каждая из которых соответствует последовательности режимов низкого порядка.

Главным инструментом для анализа необработанных сейсмических данных является преобразование Фурье . К хорошему приближению каждый режим представляет собой затухающий гармоничный генератор, для которого мощность как функция частоты является функцией Лоренца . Пространственно разрешенные данные обычно проецируются на желаемые сферические гармоники для получения временных рядов, которые затем преобразуются Фурье. Гелиосизмологи обычно объединяют результирующие одномерные спектры мощности в двухмерный спектр.

В более низком диапазоне частот колебаний преобладают изменения, вызванные грануляцией . Сначала это должно быть отфильтровано до (или в то же время, что) анализируются режимы. Гранулярные потоки на солнечной поверхности в основном горизонтальны, от центров восходящих гранул до узких нисходящих трансфлексов между ними. По сравнению с колебаниями, грануляция дает более сильный сигнал по интенсивности, чем скорость линии зрения, поэтому последнее предпочтительнее гелиосейсмических обсерваторий.

Местная гелиосеймология

Местная гелиосеймология - термин, придуманный Чарльзом Линдси, Дугом Брауном и Стюартом Джеффрисом в 1993 году —Moploys несколько различных методов анализа для выводов из данных наблюдений.

• Спектральный метод Фурье -Ханкеля изначально использовался для поиска поглощения волн солнечными пятнами.
• Анализ кольцевой диаграммы , впервые введенный Фрэнк Хилл, используется для вывода скорости и направления горизонтальных потоков ниже солнечной поверхности путем наблюдения за доплеровским сдвигом акустических волн окружающей среды из спектров мощности солнечных колебаний, рассчитанных над пятнами солнечной поверхности (обычно 15 ° × 15 °). Таким образом, анализ кольцевой диаграммы является обобщением глобальной гелиосейзмазологии, применяемой к местным районам на солнце (в отличие от половины солнца). Например, звуковая скорость и адиабатический индекс можно сравнить в магнитно -активных и неактивных (тихом солнце).
• Временной дистанции гелиосеймология Целью измерения и интерпретации времени прохождения солнечных волн между любыми двумя местами на солнечной поверхности. Невысокие, возле траектории луча, соединяющие два места, нарушают время в пути между этими двумя точками. Затем должна быть решена обратная проблема, чтобы сделать вывод локальной структуры и динамики солнечного интерьера.
• Гелиосейсмическая голография , подробно введенная Чарльзом Линдси и Дугом Брауном для цели дальней (магнитной) визуализации, является особым случаем чувствительной к фазе голографии. Идея состоит в том, чтобы использовать волновое поле на видимом диске, чтобы узнать о активных регионах на дальней части солнца. Основная идея в гелиосейсмической голографии состоит в том, что волновое поле, например, допплеровская скорость линии, наблюдаемая на солнечной поверхности, может использоваться для оценки поля волны в любом месте в солнечном интерьере в любой момент времени. В этом смысле голография очень похожа на сейсмическую миграцию , технику геофизики, которая использовалась с 1940 -х годов. В качестве другого примера, эта техника использовалась для того, чтобы дать сейсмический образ солнечной вспышки.
• В прямом моделировании идея состоит в том, чтобы оценить подповерхностные потоки от прямой инверсии корреляций частотно-волнового числа, наблюдаемых в волновом поле в домене Фурье. Вудард продемонстрировал способность техники восстанавливать ближние потоки режимов F.

Инверсия

Введение

Режимы колебаний Солнца представляют собой дискретный набор наблюдений, которые чувствительны к ее непрерывной структуре. Это позволяет ученым сформулировать обратные проблемы для внутренней структуры солнца и динамики. Учитывая эталонную модель солнца, различия между его частотами режима и частотами солнца, если они маленькие, являются взвешенными средними значениями различий между структурой солнца и эталонной моделью. Частотные различия могут затем использоваться для вывода этих структурных различий. Взвешительные функции этих средних значений известны как ядра .

Структура

Первые инверсии структуры Солнца были сделаны с использованием закона Дювалла а позже используя закон Дювалла, линеаризованный о эталонной солнечной модели. Эти результаты были впоследствии дополнены анализом, которые линеаризуют полный набор уравнений, описывающих звездные колебания о теоретической эталонной модели и теперь являются стандартным способом инвертировать частотные данные. Инверсии продемонстрировали различия в солнечных моделях, которые были значительно уменьшены путем реализации гравитационного оседания : постепенное разделение более тяжелых элементов в отношении солнечного центра (и более легкие элементы на поверхность, чтобы заменить их).

Ротация

Внутренний профиль вращения солнца, выведенный с использованием данных из гелиосейсмы и магнитного изображения на борту обсерватории солнечной динамики . Внутренний радиус был усечен там, где измерения менее определенные, чем 1%, что происходит примерно в 3/4 пути к сердечнику. Пунктирная линия указывает основание зоны солнечной конвекции, которая совпадает с границей, на которой изменяется профиль вращения, известный как тахоклин.

Если бы солнце было совершенно сферическим, моды с различными азимутальными порядками m были бы одинаковые частоты. Вращение, однако, нарушает это вырождение, и частоты мод различаются в результате вращательных расщеплений , которые имеют средние уровни угловой скорости через солнце. Различные режимы чувствительны к разным частям солнца, и, учитывая достаточные данные, эти различия могут быть использованы для вывода скорости вращения по всему солнцу. Например, если бы солнце вращалось равномерно повсюду, все моды P были бы разделены примерно на одинаковое количество. На самом деле, угловая скорость не является однородной, как видно на поверхности, где экватор вращается быстрее, чем полюсы. Солнце вращается достаточно медленно, чтобы сферическая, не подходящая модель достаточно близко к реальности для получения ядер вращения.

Гелиосейзмамология показала, что солнце имеет профиль вращения с несколькими функциями:

• жестко доходящая радиационная (т. Е. Неконфекционная) зона, хотя скорость вращения внутреннего ядра недостаточно хорошо известна;
• тонкий слой сдвига, известный как тахоклин , который разделяет жестко доступающий интерьер и конвективную конвекцию с дифференциально-доходящим;
• конвективный оболочка, в которой скорость вращения варьируется как с глубиной, так и с широтой; и
• Последний слой сдвига прямо под поверхностью, в которой скорость вращения замедляется к поверхности.

Отношение с другими областями

Геосейзм

Основная статья: сейсмология

Гелиосезология была рождена по аналогии с геосейзмазологией , но осталось несколько важных различий. Во -первых, солнце не хватает твердой поверхности и, следовательно, не может поддерживать сдвижные волны . С точки зрения анализа данных, глобальная гелиосейзмазология отличается от геосейсмологии, изучая только нормальные моды. Таким образом, местная гелиосейзмазология несколько ближе к духу к геосеймологии в том смысле, что она изучает полное волновое поле.

Астеросезиизмология

Основная статья: Астеросезология

Поскольку солнце - звезда, гелиосеймология тесно связана с изучением колебаний у других звезд, известных как астеросезология . Гелиосейзм наиболее тесно связана с изучением звезд, чьи колебания также управляются и демпфируются их внешними конвекционными зонами, известными как солнечные генераторы , но основная теория в целом одинакова для других классов переменной звезды.

Основное отличие состоит в том, что колебания в отдаленных звездах не могут быть разрешены. Поскольку более яркие и темные сектора сферической гармоники отменяются, это ограничивает астеросезиизмологию почти полностью изучением мод с низкой степенью (угловая степень $\ell \leq 3$) Это делает инверсию гораздо сложнее, но верхние пределы все еще могут быть достигнуты, сделав более ограничительные предположения.

История

Солнечные колебания впервые наблюдались в начале 1960 -х годов в качестве квазипериодической интенсивности и изменения скорости линии с периодом около 5 минут. Ученые постепенно поняли, что колебания могут быть глобальными способами солнца, и предсказали, что режимы будут образовывать четкие гребни в двухмерных спектрах мощности. Гридги были впоследствии подтверждены в наблюдениях за режимами высокой степени в середине 1970-х годов, и режим мультиплетов различных радиальных порядков были различны в наблюдениях за целым диска. В аналогичное время Джёрген Кристенсен-Далсгаард и Дуглас Гоф предположили потенциал использования отдельных мод частоты, чтобы вывести внутреннюю структуру солнца. Они калибровали солнечные модели по данным с низкой степенью Найти два аналогичных хороших подходящих, один с низким $Y$ и соответствующий низкий уровень производства нейтрино $L_{\nu }$, другой с более высоким $Y$ и $L_{\nu }$; более ранние калибровки конверта по частотам высокой степени предпочитал последнее, но результаты не были полностью убедительными. Только Том Дюваль и Джек Харви подключили два экстремальных набора данных путем измерения режимов промежуточной степени, чтобы установить квантовые числа, связанные с более ранними наблюдениями, что более высокие $Y$ Была установлена ​​модель, тем самым предполагая на этой ранней стадии, что решение проблемы нейтрино должно лежать при ядерной физике или физике частиц.

Новые методы инверсии, разработанные в 1980 -х годах, позволяя исследователям вывести профили звуковой скорости и, менее точно, плотности на протяжении большей части солнца, подтверждая вывод о том, что остаточные ошибки при выводе солнечной структуры не являются причиной проблемы нейтрино Полем К концу десятилетия наблюдения также начали показывать, что частоты режима колебаний варьируются в зависимости от цикла магнитной активности Солнца .

Чтобы преодолеть проблему невозможного наблюдения за солнцем ночью, несколько групп начали собирать сети телескопов (например, сеть солнечных колебаний Бирмингема или бизона, и группа глобальной сети колебаний ) из которого солнце всегда будет видно как минимум к одному узлу. Длинные, непрерывные наблюдения привели к погашению поля, и состояние этой области было обобщено в специальном выпуске журнала Science 1996 года . Это совпало с началом нормальных операций Солнечной и гелиосферной обсерватории (SOHO), которая начала получать высококачественные данные для гелиосейзмазологии.

В последующих годах возникла решение проблемы солнечной нейтрино, и длинные сейсмические наблюдения начали допускать анализ нескольких циклов солнечной активности. Соглашение между стандартными солнечными моделями и гелиосейсмическими инверсиями был нарушен новыми измерениями содержания тяжелых элементов солнечной фотоаппараты на основе подробных трехмерных моделей. Хотя результаты позже переместились обратно к традиционным значениям, используемым в 1990 -х годах, Новое численность значительно усугубило согласие между моделями и гелиосейсмической инверсией. Причина несоответствия остается нерешенной и известен как проблема солнечной изобилии .

Космические наблюдения Сохо продолжались, и Сохо присоединился в 2010 году Солнечной динамикой Обсерваторией (SDO), которая также непрерывно контролировала солнце с момента его работы. Кроме того, наземные сети (особенно Bison и Gong) продолжают работать, предоставляя почти непрерывные данные с земли.

Смотрите также

• 160-минутный солнечный цикл
• Корональная сейсмология
• Дифференциальное вращение
• Дикосейзмазология
• Частотное разделение
• Магнитогравитационная волна
• Моретонная волна
• Солнечная нейтрино проблема
• Солнечная башня (астрономия)
• Звездное вращение

Внешние ссылки

• Нетехническое описание гелио- и астеросезоизма, полученная в ноябре 2009 г.
• Гоф, До (2003). «Производство солнечных нейтрино» . Анналес Анри Пуанкаре . 4 (S1): 303–317. Bibcode : 2003anhp .... 4..303g . doi : 10.1007/s00023-003-0924-z . S2CID   195335212 .
• Гизон, Лоран; Берч, Аарон С. (2005). «Местная гелиосеймология» . Живой преподобный Сол. Физический ​ 2 (1): 6. BIBCODE : 2005LRSP .... 2 .... 6G . doi : 10.12942/lrsp-2005-6 .
• Ученые выпускают беспрецедентный прогноз следующего пресс -релиза Национального научного фонда, 6 марта 2006 г.
• Миш, Марк С. (2005). «Масштабная динамика конвекционной зоны и тахоклина» . Живой преподобный Сол. Физический ​ 2 (1): 1. Bibcode : 2005lrsp .... 2 .... 1m . doi : 10.12942/lrsp-2005-1 .
• Европейская гелио- и астосезоизмологическая сеть (Helas)
• Фардэйд и земляные изображения солнца
• Living Reviews of Solar Physics Archived 2010-09-29 на The Wayback Machine
• Гелиосейзмазология и астеросезиизмология в MPS

Спутниковые инструменты

• ДЕВА
• SOI/MDI
• SDO/HMI
• СЛЕД

Наземные инструменты

• Бизон
• Марк-1
• ГОНГ
• Хин

Дальнейшее чтение

• Кристенсен-Далсгаард, Джёрген. «Заметки лекций о звездных колебаниях» . Архивировано с оригинала 1 июля 2018 года . Получено 5 июня 2015 года .
• Pijpers, Frank P. (2006). Методы в гелио и астеросеизмологии . Лондон: Имперская колледж Пресс. ISBN  978-1-8609-4755-1 .