Гелиосейсмология - Helioseismology

Гелиосейсмология, термин, введенный Дуглас Гоф, представляет собой исследование структуры и динамики солнце через его колебания. В основном они вызваны звуковыми волнами, которые непрерывно возбуждаются и затухают за счет конвекции у поверхности Солнца. Это похоже на геосейсмология, или же астросейсмология (также придуманный Гофом), которые, соответственно, являются исследованиями земной шар или звезды 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. Современное поле делится на глобальная гелиосейсмология, который непосредственно изучает резонансные моды Солнца,^[1] и местная гелиосейсмология, который изучает распространение составляющих волн вблизи поверхности Солнца.^[2]

Гелиосейсмология внесла свой вклад в ряд научных открытий. Самым примечательным было показать, что предсказанный поток нейтрино от Солнца не может быть вызван недостатками в звездных моделях, а должен быть проблемой физика элементарных частиц. Так называемое проблема солнечных нейтрино был в конечном итоге решен осцилляции нейтрино.^[3][4][5] Экспериментальное открытие осцилляций нейтрино было признано 2015 г. Нобелевская премия по физике.^[6] Гелиосейсмология также позволила точно измерить квадрупольный (и высший порядок) моменты гравитационного потенциала Солнца,^[7][8] которые согласуются с Общая теория 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^[9] и считается ключевым компонентом для солнечное динамо.^[10] 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.^[11]

Гелиосейсмология больше всего выигрывает от непрерывного мониторинга Солнца, который сначала начался с непрерывных наблюдений из-за Южный полюс над австралийским летом.^[12][13] Кроме того, наблюдения за несколькими солнечными циклами позволили гелиосейсмологам изучить изменения в структуре Солнца на протяжении десятилетий. Эти исследования стали возможными благодаря глобальным сетям телескопов, таким как Группа Global Oscillations Network (GONG) и Бирмингемская сеть солнечных колебаний (BiSON), которые работают уже несколько десятилетий.

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.^[14] Обратите внимание, что увеличение скорости звука по мере приближения волны к центру солнца вызывает соответствующее увеличение длины акустической волны.

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

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

Можно показать, что колебания делятся на две категории: внутренние колебания и особую категорию колебаний поверхности. В частности, это:

Режимы давления (режимы p)

Режимы давления - это, по сути, 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 ${ displaystyle 10 ^ {3}}$. Вообще говоря, их плотности энергии изменяются с радиусом обратно пропорционально 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 солнечной модели^[15] показывает, 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, выше которой моды не захватываются звездой и, грубо говоря, не резонируют.

Гравитационные режимы (режимы g)

Гравитационные моды ограничены конвективно устойчивыми областями, будь то излучающая внутренняя часть или атмосфера. Восстанавливающая сила - это преимущественно плавучесть и, следовательно, косвенно сила тяжести, от которой они и получили свое название. Они есть мимолетный в зоне конвекции, и поэтому внутренние моды имеют крошечные амплитуды на поверхности, и их чрезвычайно трудно обнаружить и идентифицировать.^[16] Давно признано, что измерение даже нескольких мод g может существенно расширить наши знания о глубоких недрах Солнца.^[17] Тем не менее, ни один отдельный g-режим еще не был измерен однозначно, хотя заявлены оба косвенных обнаружения.^[18][19] и бросил вызов.^[20][21] Кроме того, могут быть аналогичные гравитационные моды, ограниченные конвективно устойчивой атмосферой.

Режимы поверхностной гравитации (режимы f)

Поверхностные гравитационные волны аналогичны волнам на глубине, обладая тем свойством, что лагранжево возмущение давления по существу равно нулю. Они высокой степени ${ displaystyle ell}$, преодолевая характерное расстояние ${ Displaystyle R / ell}$, где ${ displaystyle R}$ - радиус Солнца. В хорошем приближении они подчиняются так называемому закону дисперсии глубоководных волн: ${ displaystyle omega ^ {2} = gk _ { rm {h}}}$, независимо от стратификации Солнца, где ${ displaystyle omega}$ - угловая частота, ${ displaystyle g}$ это сила тяжести на поверхности и ${ Displaystyle к _ { rm {h}} = ell / R}$ - горизонтальное волновое число,^[22] и асимптотически стремятся к этому соотношению при ${ Displaystyle к _ { rm {ч}} rightarrow infty}$.

Что может выявить сейсмология

Колебания, которые успешно используются в сейсмологии, по существу адиабатические. Следовательно, их динамика - это действие сил давления. ${ displaystyle p}$ (плюс предполагаемые напряжения Максвелла) против вещества с плотностью инерции ${ displaystyle rho}$, который сам по себе зависит от отношения между ними при изменении адиабаты, обычно определяемого количественно через (первый) показатель адиабаты ${ displaystyle gamma _ {1}}$. Равновесные значения переменных ${ displaystyle p}$ и ${ displaystyle rho}$ (вместе с динамически малой угловой скоростью ${ displaystyle Omega}$ и магнитное поле ${ displaystyle { rm {B}}}$) связаны ограничением гидростатической опоры, которое зависит от общей массы ${ displaystyle M}$ и радиус ${ displaystyle R}$ солнца. Очевидно, что частоты колебаний ${ displaystyle omega}$ зависят только от сейсмических переменных ${ displaystyle rho (p, Omega, { rm {B)}}}$, ${ displaystyle gamma _ {1}}$, ${ displaystyle Omega}$ и ${ displaystyle { rm {B}}}$, или любой независимый набор их функций. Следовательно, информация может быть получена напрямую только об этих переменных. Квадрат адиабатической скорости звука, ${ displaystyle c ^ {2} = gamma _ {1} p / rho}$, является такой общепринятой функцией, потому что это величина, от которой в основном зависит распространение звука.^[23] Свойства других, несейсмических, величин, таких как содержание гелия,^[24] ${ displaystyle Y}$, или возраст главной последовательности^[25] ${ Displaystyle т _ { odot}}$, можно сделать вывод только путем добавления дополнительных предположений, что делает результат более неопределенным.

Анализ данных

Глобальная гелиосейсмология

Спектр мощности Солнца с использованием данных приборов на борту Солнечная и гелиосферная обсерватория по двойным логарифмическим осям. Три полосы пропускания прибора VIRGO / SPM показывают почти одинаковый спектр мощности. Наблюдения за лучевой скоростью с GOLF менее чувствительны к красному шуму, создаваемому грануляция. Все наборы данных четко показывают режимы колебаний около 3 МГц.

Спектр мощности Солнца вокруг того места, где режимы имеют максимальную мощность, с использованием данных инструментов GOLF и VIRGO / SPM на борту Солнечной и гелиосферной обсерватории. Моды с низкой степенью (l <4) демонстрируют четкий гребенчатый узор с регулярным интервалом.

Спектр мощности среднего углового градуса (${ displaystyle 0 leq ell <300}$) солнечные колебания, рассчитанные за 144 дня по данным прибора MDI на борту SOHO.^[26] Цветовая шкала логарифмическая и насыщена на сотой максимальной мощности сигнала, чтобы режимы были более заметными. В области низких частот преобладает сигнал грануляции. По мере увеличения углового градуса отдельные частоты мод сходятся на четких гребнях, каждый из которых соответствует последовательности мод низкого порядка.

Основным инструментом анализа исходных сейсмических данных является преобразование Фурье. В хорошем приближении каждая мода представляет собой затухающий гармонический осциллятор, мощность которого как функция частоты равна Функция 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 вариации, вызванные грануляция. 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, придуманный Чарльзом Линдси, Дугом Брауном и Стюартом Джеффрис в 1993 году.^[27]- использует несколько различных методов анализа, чтобы сделать выводы из данных наблюдений.^[2]

• В Спектральный метод Фурье – Ханкеля. изначально использовался для поиска поглощения волн пятнами.^[28]
• Анализ кольцевой диаграммы, впервые представленный Фрэнком Хиллом,^[29] используется для определения скорости и направления горизонтальных потоков под поверхностью Солнца путем наблюдения 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 сравнить в магнитно-активной и неактивной (спокойное Солнце) областях.^[30]
• Время-дистанционная гелиосейсмология^[31] нацелен на измерение и интерпретацию времени прохождения солнечных волн между любыми двумя точками на поверхности Солнца. Неоднородности вблизи пути луча, соединяющего эти два места, нарушают время прохождения между этими двумя точками. Затем необходимо решить обратную задачу, чтобы сделать вывод о локальной структуре и динамике недр Солнца.^[32]
• Гелиосейсмическая голография, подробно представленный Чарльзом Линдси и Дугом Брауном с целью получения (магнитного) изображения обратной стороны,^[33] является частным случаем 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 сейсмическая миграция, метод геофизики, который используется с 1940-х годов. В качестве другого примера, этот метод был использован для получения сейсмического изображения солнечной вспышки.^[34]
• В прямое моделирование, идея состоит в том, чтобы оценить подземные потоки по прямой инверсии корреляций частота-волновое число, наблюдаемых в волновом поле в области Фурье. Woodard^[35] продемонстрировала возможность метода восстановления приповерхностных течений f-мод.

Инверсия

Вступление

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. 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 известны как ядра.

Структура

Первые инверсии структуры Солнца были сделаны с использованием закона Дювалля.^[36] а позже с использованием закона Дювалля, линеаризованного относительно эталонной модели Солнца.^[37] Эти результаты были впоследствии дополнены анализом, который линеаризует полную систему уравнений, описывающих звездные колебания, относительно теоретической эталонной модели. ^[17][38][39] и теперь являются стандартным способом инвертирования частотных данных.^[40][41] Инверсии продемонстрировали различия в солнечных моделях, которые были значительно сокращены за счет реализации гравитационное осаждение: постепенное отделение более тяжелых элементов по направлению к солнечному центру (и более легких элементов к поверхности, чтобы заменить их).^[42][43]

Вращение

Профиль внутреннего вращения Солнца, полученный с использованием данных Гелиосейсмический и магнитный сканер на борту Обсерватория 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, которое совпадает с границей, на которой изменяется профиль вращения, известной как тахоклин.

Если бы Солнце было идеально сферическим, моды с разным азимутальным порядком м были бы такие же частоты. Однако вращение нарушает это вырождение, и частоты мод отличаются на вращательные расщепления которые представляют 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.^[44] 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.^[45] 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:^[46]

• 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 прямо под поверхностью, в котором скорость вращения замедляется по направлению к поверхности.

Связь с другими полями

Геосейсмология

Гелиосейсмология родилась из аналогии с геосейсмология но остается несколько важных отличий. Во-первых, Солнце не имеет твердой поверхности и поэтому 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 полное волновое поле.

Астеросейсмология

Поскольку Солнце - звезда, гелиосейсмология тесно связана с изучением колебаний других звезд, известных как астросейсмология. Гелиосейсмология наиболее тесно связана с изучением звезд, колебания которых также вызываются и затухают из-за их внешних зон конвекции, известных как солнечные генераторы, но основная теория в целом такая же для других классов переменных звезд.

Принципиальное отличие состоит в том, что колебания далеких звезд невозможно разрешить. Поскольку более яркие и темные секторы сферической гармоники компенсируются, это ограничивает астросейсмологию почти полностью изучением мод с низким градусом (угловой градус ${ displaystyle ell leq 3}$). 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.^[47][48] как квазипериодическое изменение 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.^[49][50] Эти гребни впоследствии были подтверждены в наблюдениях мод высоких степеней в середине 1970-х гг.^[51][52] при наблюдении всего диска выделялись мультиплеты мод разного радиального порядка.^[12][53] В то же время Йорген Кристенсен-Дальсгаард и Дуглас Гоф предположил возможность использования индивидуальных частот мод для определения внутренней структуры Солнца.^[54] Они откалибровали солнечные модели по данным низкого градуса.^[55] найти два одинаково хороших соответствия, один с низким ${ displaystyle Y}$ и соответствующая низкая скорость образования нейтрино ${ displaystyle L _ { nu}}$, другой с высшим ${ displaystyle Y}$ и ${ displaystyle L _ { nu}}$; более ранние калибровки огибающей относительно высоких частот^[56][57] предпочел второе, но результаты не были полностью убедительными. Так было до тех пор, пока Том Дюваль и Джек Харви^[13] соединили два крайних набора данных, измеряя режимы промежуточной степени, чтобы установить квантовые числа, связанные с более ранними наблюдениями, которые более высокие -${ displaystyle Y}$ 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, позволили исследователям определить профили скорости звука и, менее точно, плотности на большей части Солнца, подтверждая вывод о том, что остаточные ошибки в выводе структуры Солнца не являются причиной проблемы нейтрино . К концу десятилетия наблюдения также начали показывать, что частоты мод колебаний меняются в зависимости от Цикл магнитной активности Солнца.^[58]

Чтобы преодолеть проблему невозможности наблюдать Солнце ночью, несколько групп начали собирать сети телескопов (например, Бирмингемская сеть солнечных колебаний, или БиСОН,^[59][60] и Группа Global Oscillation Network^[61]), из которого Солнце всегда будет видно хотя бы одному узлу. Продолжительные непрерывные наблюдения привели эту область к зрелости, и состояние области было обобщено в специальном выпуске 1996 г. Научный журнал.^[62] Это совпало с началом нормальной работы Солнечная и гелиосферная обсерватория (SoHO), которая начала производить высококачественные данные для гелиосейсмологии.

В последующие годы проблема солнечных нейтрино была решена, а длительные сейсмические наблюдения позволили анализировать множественные циклы солнечной активности.^[63] Согласие стандартных моделей Солнца и гелиосейсмических инверсий^[64] был нарушен новыми измерениями содержания тяжелых элементов в фотосфере Солнца, основанными на детальных трехмерных моделях.^[65] Хотя позже результаты вернулись к традиционным ценностям 1990-х годов,^[66] новые численности существенно ухудшили согласие моделей с гелиосейсмическими инверсиями.^[67] Причина несоответствия остается нерешенной.^[23] и известен как проблема солнечного изобилия.

Космические наблюдения SoHO продолжаются, и в 2010 году к SoHO присоединился Обсерватория солнечной динамики (SDO), которая также постоянно следит за Солнцем с момента начала своей работы. Кроме того, наземные сети (в частности, BiSON и GONG) продолжают работать, обеспечивая также почти непрерывную передачу данных с земли.

Смотрите также

Рекомендации

внешняя ссылка

• Нетехническое описание гелио- и астросейсмологии получено ноябрь 2009 г.
• Гоф, Д.О. (2003). «Производство солнечных нейтрино». Анна. Анри Пуанкаре. 4 (S1): 303–317. Bibcode:2003AnHP .... 4..303G. Дои:10.1007 / s00023-003-0924-z. S2CID  195335212.
• Гизон, Лоран; Берч, Аарон С. (2005). «Местная гелиосейсмология». Живущий Преподобный Сол. Phys. 2 (1): 6. Bibcode:2005ЛРСП .... 2 .... 6Г. 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». Живущий Преподобный Сол. Phys. 2 (1): 1. Bibcode:2005ЛРСП .... 2 .... 1 млн. Дои:10.12942 / lrsp-2005-1.
• Европейская сеть гелио- и астросейсмологии (HELAS)
• Изображения Солнца на дальней и земной сторонах
• Живые обзоры в солнечной физике
• Гелиосейсмология и астросейсмология в MPS

Спутниковые инструменты

• ДЕВА
• SOI / MDI
• SDO / HMI
• СЛЕД

Наземные инструменты

• Бисон
• Марк-1
• ГОНГ
• HiDHN