Гелиосейсмология

редактировать

Гелиосейсмология, термин, введенный Дугласом Гофом, изучает структуру и динамику Солнце через свои колебания. В основном они вызваны звуковыми волнами, которые непрерывно возбуждаются и затухают за счет конвекции у поверхности Солнца. Он похож на геосейсмология или астросейсмология (также придуманный Гофом), которые, соответственно, являются исследованиями Земли или звезд через их колебания. 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 глубокие недра Солнца. Современная область делится на глобальную гелиосейсмологию, которая непосредственно изучает резонансные моды Солнца, и местную гелиосейсмологию, которая изучает распространение составляющих волн вблизи поверхности Солнца.

Гелиосейсмология внесла свой вклад в ряд научных открытий. Наиболее примечательным было показать, что предсказанный поток нейтрино от Солнца не может быть вызван недостатками в звездных моделях, а должен быть проблемой физики элементарных частиц. Так называемая проблема солнечных нейтрино была окончательно решена с помощью осцилляций нейтрино. Экспериментальное открытие нейтринных осцилляций было отмечено Нобелевской премией по физике 2015 года. Гелиосейсмология также позволила точно измерить квадрупольный (и высший порядок) моменты гравитационного потенциала Солнца, что согласуется 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 солнечного динамо. Хотя он примерно совпадает с основанием зоны солнечной конвекции - также предполагаемой с помощью гелиосейсмологии - он концептуально отличается, будучи пограничным слоем, в котором существует меридиональный поток, связанный с зоной конвекции и управляемый взаимодействием между бароклинностью и максвелловскими напряжениями.

Гелиосейсмология больше всего выигрывает от непрерывного мониторинга Солнца, который сначала начался с непрерывных наблюдений около Южного полюса в течение южного лета. Кроме того, наблюдения за несколькими солнечными циклами позволили гелиосейсмологам изучить изменения в структуре Солнца за десятилетия. Эти исследования стали возможными благодаря глобальным сетям телескопов, таким как Global Oscillations Network Group (GONG) и Birmingham Solar Oscillations Network (BiSON), которые работают уже несколько десятилетий.

Содержание

1 Типы солнечных колебаний
- 1.1 Режимы давления (режимы p)
- 1.2 Режимы гравитации (режимы g)
- 1.3 Режимы поверхностной гравитации (режимы f)
2 Что может сейсмология раскрыть
3 Анализ данных
- 3.1 Глобальная гелиосейсмология
- 3.2 Локальная гелиосейсмология
4 Инверсия
- 4.1 Введение
- 4.2 Структура
- 4.3 Вращение
5 Связь с другими полями
- 5.1 Геосейсмология
- 5.2 Астеросейсмология
6 История
7 См. Также
8 Ссылки
9 Внешние ссылки
- 9.1 Спутниковые инструменты
- 9.2 Наземные инструменты

Типы солнечных колебаний

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

Режимы солнечных колебаний интерпретируются как резонансные колебания примерно сферически симметричной самогравитирующей жидкости в гидростатическом равновесии. Каждая мода может быть представлена приблизительно как произведение функции радиуса $r {\ displaystyle r}$ $r$ и сферической гармоники $Y lm (θ, ϕ) {\ displaystyle Y_ {l } ^ {m} (\ theta, \ phi)}$ $Y_ { l} ^ {m} (\ theta, \ phi)$ , и, следовательно, может быть охарактеризовано тремя квантовыми числами, которые обозначают:

количество узловых оболочек по радиусу, известное как радиальный порядок $n {\ displaystyle n}$ $n$ ;
общее количество узловых окружностей на каждой сферической оболочке, известное как угловой градус $ℓ {\ displaystyle \ ell}$ $\ ell$ ; и
количество продольных узловых окружностей, известное как азимутальный порядок $m {\ displaystyle m}$ $m$ .

. Можно показать, что колебания разделены на две категории: внутренние колебания и особая категория колебаний поверхности. Более конкретно, существуют:

Режимы давления (режимы p)

Режимы давления, по сути, представляют собой стоячие звуковые волны. Доминирующая восстанавливающая сила - это давление (а не плавучесть), отсюда и название. Все солнечные колебания, которые используются для выводов о внутреннем пространстве, являются p-модами с частотами от 1 до 5 миллигерц и угловыми градусами от нуля (чисто радиальное движение) до порядка $10 3 {\ displaystyle 10 ^ {3} }$ $10^{3}$ . Вообще говоря, их плотности энергии изменяются с радиусом, обратно пропорциональным скорости звука, поэтому их резонансные частоты определяются преимущественно внешними областями Солнца. Следовательно, по ним трудно сделать вывод о структуре солнечного ядра.

Диаграмма распространения для стандартной модели Солнца, показывающая, где колебания имеют характер g-моды (синий) или где дипольные моды имеют характер p-моды (оранжевый). Пунктирная линия показывает акустическую частоту отсечки, вычисленную на основе более точного моделирования, и выше которой моды не захватываются звездой и, грубо говоря, не резонируют.

Гравитационные моды (g-моды)

Гравитационные моды ограничены конвективно устойчивыми областями, будь то излучающие недра или атмосфера. Восстанавливающая сила - это преимущественно плавучесть и, следовательно, косвенно сила тяжести, от которой они и получили свое название. Они мимолетные в зоне конвекции, поэтому внутренние моды имеют крошечные амплитуды на поверхности и их чрезвычайно трудно обнаружить и идентифицировать. Давно признано, что измерение даже нескольких мод g может существенно расширить наши знания о глубоких недрах Солнца. Однако ни один отдельный g-режим еще не был измерен однозначно, хотя косвенное обнаружение было заявлено и оспорено. Кроме того, могут быть аналогичные гравитационные моды, ограниченные конвективно устойчивой атмосферой.

Поверхностные гравитационные моды (f-режимы)

Поверхностные гравитационные волны аналогичны волнам в глубокой воде, обладая тем свойством, что лагранжевое возмущение давления по существу равно нулю. Они имеют высокую степень $ℓ {\ displaystyle \ ell}$ $\ ell$ , преодолевают характерное расстояние $R / ℓ {\ displaystyle R / \ ell}$ ${\ displaystyle R / \ ell}$ , где $R {\ displaystyle R}$ $R$ - радиус Солнца. В хорошем приближении они подчиняются так называемому закону дисперсии глубоководных волн: $ω 2 = gkh {\ displaystyle \ omega ^ {2} = gk _ {\ rm {h}}}$ ${\ displaystyle \ omega ^ {2} = gk _ {\ rm {h}}}$ , независимо от стратификации Солнца, где $ω {\ displaystyle \ omega}$ $\ omega$ - угловая частота, $g {\ displaystyle g}$ $g$ - сила тяжести на поверхности и $kh = ℓ / R {\ displaystyle k _ {\ rm {h}} = \ ell / R}$ ${\ displaystyle k _ {\ rm {h}} = \ ell / R}$ - горизонтальное волновое число, которое асимптотически стремится к этому соотношению при $kh → ∞ {\ displaystyle k _ {\ rm {h}} \ rightarrow \ infty}$ ${\ displaystyle k _ {\ rm {h}} \ rightarrow \ infty}$ .

Что может выявить сейсмология

Колебания, которые успешно использовались в сейсмологии, по существу адиабатические. Таким образом, их динамика является действием сил давления $p {\ displaystyle p}$ $p$ (плюс предполагаемые напряжения Максвелла) на материю с плотностью инерции $ρ {\ displaystyle \ rho}$ $\ rho$ , которое само по себе зависит от отношения между ними при изменении адиабаты, обычно определяемое количественно через (первый) показатель адиабаты $γ 1 {\ displaystyle \ gamma _ {1}}$ $\ gamma _ {1}$ . Равновесные значения переменных $p {\ displaystyle p}$ $p$ и $ρ {\ displaystyle \ rho}$ $\ rho$ (вместе с динамически малой угловой скоростью $Ω {\ displaystyle \ Omega}$ $\ Omega$ и магнитное поле $B {\ displaystyle {\ rm {B}}}$ ${\ displaystyle {\ rm {B}}}$ ) связаны ограничением гидростатической поддержки, которое зависит от общая масса $M {\ displaystyle M}$ $M$ и радиус $R {\ displaystyle R}$ $R$ Солнца. Очевидно, что частоты колебаний $ω {\ displaystyle \ omega}$ $\ omega$ зависят только от сейсмических переменных $ρ (p, Ω, B) {\ displaystyle \ rho (p, \ Omega, { \ rm {B)}}}$ ${\ displaystyle \ rho (p, \ Omega, {\ rm {B)}} }$ , $γ 1 {\ displaystyle \ gamma _ {1}}$ $\ gamma _ {1}$ , $Ω {\ displaystyle \ Omega}$ $\ Omega$ и $B {\ displaystyle {\ rm {B}}}$ ${\ displaystyle {\ rm {B}}}$ или любой их независимый набор функций. Следовательно, информация может быть получена напрямую только об этих переменных. Квадрат адиабатической скорости звука, $c 2 = γ 1 p / ρ {\ displaystyle c ^ {2} = \ gamma _ {1} p / \ rho}$ ${\ displaystyle c ^ {2} = \ gamma _ {1} п / \ rho}$ , является таким обычно принятым функция, потому что это величина, от которой в основном зависит распространение звука. Свойства других, несейсмических, величин, таких как содержание гелия, $Y {\ displaystyle Y}$ $Y$ или возраст главной последовательности $t ⊙ {\ displaystyle t _ {\ odot}}$ ${ \ displaystyle t _ {\ odot}}$ , можно вывести только путем добавления дополнительных предположений, что делает результат более неопределенным.

Анализ данных

Глобальная гелиосейсмология

Энергетический спектр Солнца с использованием данных инструментов на борту Солнечной и гелиосферной обсерватории на двойных логарифмических осях. Три полосы пропускания прибора VIRGO / SPM показывают почти одинаковый спектр мощности. Наблюдения за лучевой скоростью с GOLF менее чувствительны к красному шуму, создаваемому грануляцией. Все наборы данных четко показывают режимы колебаний около 3 МГц.

Спектр мощности Солнца там, где моды имеют максимальную мощность, с использованием данных инструментов GOLF и VIRGO / SPM на борту Солнечной и гелиосферной обсерватории. Режимы низких градусов (l <4) show a clear comb-like pattern with a regular spacing.

спектр мощности средних угловых градусов (

0 ≤ < 300 {\displaystyle 0\leq \ell <300}

{\ displaystyle 0 \ leq \ ell <300}

) солнечных колебаний, рассчитанные для 144 дней данных с прибора MDI на борту SOHO. цветовая шкала является логарифмической и насыщена на сотой максимальной мощности сигнала, чтобы сделать режимы более заметными. В низкочастотной области преобладает сигнал грануляции. По мере увеличения углового градуса частоты отдельных мод сходятся на четких гребнях, каждая из которых соответствует последовательности мод низкого порядка.

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

В более низком частотном диапазоне колебаний преобладают вариации, вызванные грануляцией. Это должно быть сначала отфильтровано до (или одновременно с) анализом режимов. Гранулярные потоки на солнечной поверхности в основном горизонтальные, от центров поднимающихся гранул до узких нисходящих потоков между ними. По сравнению с колебаниями грануляция дает более сильный сигнал по интенсивности, чем лучевая скорость, поэтому последняя предпочтительна для гелиосейсмических обсерваторий.

Местная гелиосейсмология

Местная гелиосейсмология - термин, введенный Чарльзом Линдси, Дугом Брауном и Стюартом Джеффрис в 1993 году - использует несколько различных методов анализа, чтобы сделать выводы из данных наблюдений.

Спектральный метод Фурье – Ханкеля первоначально использовался для поиска поглощения волн солнечными пятнами.
Анализ кольцевой диаграммы, впервые представленный Фрэнком Хиллом, используется для определения скорости и направления горизонтальных потоков ниже поверхность Солнца, наблюдая за доплеровскими сдвигами окружающих акустических волн по спектрам мощности солнечных колебаний, вычисленным по участкам солнечной поверхности (обычно 15 ° × 15 °). Таким образом, анализ кольцевой диаграммы является обобщением глобальной гелиосейсмологии, применяемой к локальным областям на Солнце (в отличие от половины Солнца). Например, скорость звука и индекс адиабаты можно сравнивать в магнитно-активных и неактивных (спокойное Солнце) областях.
Гелиосейсмология времени-расстояния направлена на измерение и интерпретацию времени прохождения солнечных волн между любыми двумя точками на солнечной поверхности. Неоднородности вблизи пути луча, соединяющего два места, нарушают время прохождения между этими двумя точками. Затем необходимо решить обратную задачу, чтобы вывести локальную структуру и динамику недр Солнца.
Гелиосейсмическая голография, подробно представленная Чарльзом Линдси и Дугом Брауном для целей получения (магнитного) изображения дальней стороны, является частный случай фазочувствительной голографии. Идея состоит в том, чтобы использовать волновое поле на видимом диске, чтобы узнать об активных областях на обратной стороне Солнца. Основная идея гелиосейсмической голографии состоит в том, что волновое поле, например, доплеровская скорость на линии прямой видимости, наблюдаемая на поверхности Солнца, может использоваться для оценки волнового поля в любом месте недр Солнца в любой момент времени. В этом смысле голография очень похожа на сейсмическую миграцию, метод геофизики, который используется с 1940-х годов. В качестве другого примера, этот метод был использован для получения сейсмического изображения солнечной вспышки.
В прямом моделировании идея состоит в том, чтобы оценить подземные потоки на основе прямой инверсии частотно-волнового числа. корреляции, наблюдаемые в волновом поле в области Фурье. Вудард продемонстрировал способность этого метода восстанавливать приповерхностные потоки с модами f.

Инверсия

Введение

Режимы колебаний Солнца представляют собой дискретный набор наблюдений, которые чувствительны к его непрерывному состав. Это позволяет ученым формулировать обратные задачи для внутренней структуры и динамики Солнца. Для эталонной модели Солнца различия между частотами его мод и частотами Солнца, если они небольшие, представляют собой средневзвешенные значения различий между структурой Солнца и структурой эталонной модели. Затем разности частот можно использовать для вывода этих структурных различий. Весовые функции этих средних значений известны как ядра.

Структура

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

Вращение

Внутреннее профиль вращения Солнца, полученный с использованием данных гелиосейсмической и магнитной визуализации на борту обсерватории солнечной динамики. Внутренний радиус был усечен там, где точность измерений меньше 1%, что происходит примерно на 3/4 пути к сердцевине. Пунктирная линия указывает основание зоны солнечной конвекции, которая совпадает с границей, на которой изменяется профиль вращения, известной как тахоклин.

Если бы Солнце было идеально сферическим, моды с различным азимутальным порядком m имели бы те же частоты. Вращение, однако, нарушает это вырождение, и частоты мод отличаются расщеплением вращения, которое представляет собой средневзвешенные значения угловой скорости через Солнце. Различные моды чувствительны к разным частям Солнца, и, имея достаточно данных, эти различия могут использоваться 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 можно увидеть на поверхности, где экватор вращается быстрее полюсов. Солнце вращается достаточно медленно, так что сферическая невращающаяся модель достаточно близка к реальности для получения вращательных ядер.

Гелиосейсмология показала, что профиль вращения Солнца имеет несколько особенностей:

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

Связь с другими областями

Геосейсмология

Родилась гелиосейсмология 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, местная гелиосейсмология несколько ближе по духу к геосейсмологии в том смысле, что она изучает все волновое поле.

Астеросейсмология

Поскольку Солнце - звезда, гелиосейсмология тесно связана с изучением колебаний других звезд, известным как астерсейсмология. Гелиосейсмология наиболее тесно связана с изучением звезд, колебания которых также вызываются и затухают за счет их внешних зон конвекции, известных как солнечные осцилляторы, но лежащая в основе теория в целом такая же для других классов переменных звезд..

Принципиальная разница в том, что колебания далеких звезд невозможно разрешить. Поскольку более яркие и темные секторы сферической гармоники компенсируются, это ограничивает астросейсмологию почти полностью изучением мод низких градусов (угловой градус $ℓ ≤ 3 {\ displaystyle \ ell \ leq 3}$ ${\ displaystyle \ ell \ leq 3}$ ). Это значительно усложняет инверсию, но верхних пределов все же можно достичь, сделав более ограничительные предположения.

История

Солнечные колебания были впервые обнаружены в начале 1960-х годов как квазипериодические изменения интенсивности и лучевой скорости с периодом около 5 минут. Ученые постепенно осознали, что колебания могут быть глобальными модами Солнца, и предсказали, что эти моды образуют четкие гребни в двумерных спектрах мощности. Эти гребни впоследствии были подтверждены в наблюдениях мод высоких степеней в середине 1970-х годов, а мультиплеты мод различных радиальных порядков были выделены в наблюдениях всего диска. В то же время Йорген Кристенсен-Дальсгаард и Дуглас Гоф предположили возможность использования индивидуальных частот мод для определения внутренней структуры Солнца. Они откалибровали модели Солнца по данным с низким градусом, обнаружив два одинаково хороших соответствия: одно с низким $Y {\ displaystyle Y}$ $Y$ и соответствующим низким уровнем образования нейтрино $L ν {\ displaystyle L_ {\ nu}}$ $L _ {\ nu}$ , другой с более высоким значением $Y {\ displaystyle Y}$ $Y$ и $L ν {\ displaystyle L _ {\ nu}}$ $L _ {\ nu}$ ; более ранние калибровки огибающей относительно высоких частот предпочитали последнее, но результаты не были полностью убедительными. И только после того, как Том Дюваль и Джек Харви соединили два набора экстремальных данных, измеряя режимы промежуточной степени, чтобы установить квантовые числа, связанные с более ранними наблюдениями, более высокие - $Y {\ displaystyle Y}$ $Y$ Модель была создана, тем самым предполагая на этом раннем этапе, что решение проблемы нейтрино должно лежать в ядерной физике или физике элементарных частиц.

Новые методы инверсии, разработанные в 1980-х годах, позволяющие исследователям делать выводы о профилях скорости звука и, что менее точно, плотности на большей части Солнца, подтверждая вывод о том, что остаточные ошибки в заключении структуры Солнца не являются причина проблемы нейтрино. К концу десятилетия наблюдения также начали показывать, что частоты колебаний изменяются в зависимости от цикла магнитной активности Солнца.

Чтобы преодолеть проблему невозможности наблюдать Солнце ночью, несколько групп начали собирать сети телескопов (например, Бирмингемская сеть солнечных колебаний или BiSON и Глобальная группа сетей колебаний ), из которых Солнце всегда будет видно хотя бы одному узлу. Продолжительные непрерывные наблюдения привели эту область к зрелости, и ее состояние 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 проблема солнечных нейтрино была решена, и длительные сейсмические наблюдения позволили анализировать множественные циклы солнечной активности. Согласие между стандартными моделями Солнца и гелиосейсмическими инверсиями было нарушено новыми измерениями содержания тяжелых элементов в фотосфере Солнца, основанными на детальных трехмерных моделях. Хотя результаты позже вернулись к традиционным значениям, используемым в 1990-х годах, новые значения численности значительно ухудшили согласие между моделями и гелиосейсмическими инверсиями. Причина расхождения остается нерешенной и известна как проблема солнечного содержания.

Наблюдения из космоса с помощью SoHO продолжаются, и в 2010 году к SoHO присоединилась обсерватория солнечной динамики (SDO), которая также ведет непрерывный мониторинг Солнца с момента начала своей работы. Кроме того, наземные сети (в частности, BiSON и GONG) продолжают работать, обеспечивая также почти непрерывную передачу данных с земли.

См. Также

Ссылки

Внешние ссылки

На Викискладе есть материалы, связанные с Гелиосейсмологией.

Нетехническое описание гелио- и астерсейсмологии получено в ноябре 2009 г.
Gough, DO (2003). «Производство солнечных нейтрино». Энн. 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 гелиосейсмология». Живущий Преподобный Сол. Phys. 2 (1): 6. Bibcode : 2005LRSP.... 2.... 6G. doi : 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». Живущий Преподобный Сол. Phys. 2 (1): 1. Bibcode : 2005LRSP.... 2.... 1M. doi : 10.12942 / lrsp-2005-1.
Европейская сеть гелио- и астерсейсмологии (HELAS)
Изображения Солнца на дальней и земной сторонах
Living Reviews in Solar Physics
Гелиосейсмология и астросейсмология at MPS