Гелиосейсмология - Helioseismology

Гелиосейсмология , термин, придуманный Дугласом Гофом , - это изучение структуры и динамики Солнца через его колебания. В основном они вызваны звуковыми волнами, которые непрерывно возбуждаются и затухают за счет конвекции у поверхности Солнца. Это похоже на геосейсмологию или астросейсмологию (также придуманную 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 локальную гелиосейсмологию , изучающую 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 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 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 вблизи Южного полюса в течение южного лета. 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 Global Oscillations Network Group (GONG) и Бирмингемской сети Solar Oscillations Network (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. 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. Каждая мода затем может быть представлена ​​приблизительно как произведение функции радиуса и сферической гармоники и, следовательно, может быть охарактеризована тремя квантовыми числами, которые обозначают:

  • количество узловых оболочек по радиусу, известное как радиальный порядок ;
  • общее количество узловых окружностей на каждой сферической оболочке, известное как угловой градус ; а также
  • количество продольных узловых окружностей, известное как азимутальный порядок .

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 заключения о внутренней части, являются p-модами с частотами от 1 до 5 миллигерц и угловыми градусами в диапазоне от нуля (чисто радиальное движение) до порядка . 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 солнечной модели, 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, выше которой моды не захватываются звездой и, грубо говоря, не резонируют.

Режимы гравитации (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 быстро исчезают 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 существовать аналогичные гравитационные режимы, 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 проникают на характерное расстояние , где - радиус Солнца. В хорошем приближении они подчиняются так называемому закону дисперсии глубинных волн: независимо от стратификации Солнца, где - угловая частота, - сила тяжести на поверхности и - горизонтальное волновое число, и асимптотически стремятся к этому соотношению как .

Что может выявить сейсмология

Колебания, которые успешно используются в сейсмологии, по существу адиабатические. Их динамика, следовательно, представляет собой действие сил давления (плюс предполагаемые напряжения Максвелла) на материю с плотностью инерции , которая сама зависит от соотношения между ними при изменении адиабаты, обычно определяемой количественно через (первый) показатель адиабаты . Равновесные значения переменных и (вместе с динамически малой угловой скоростью и магнитным полем ) связаны ограничением гидростатической поддержки, которое зависит от общей массы и радиуса Солнца. Очевидно, что частоты колебаний зависят только от сейсмических переменных , , и , или любого независимого множества функций от них. Следовательно, информация может быть получена напрямую только об этих переменных. Квадрат адиабатической скорости звука является такой общепринятой функцией, потому что это величина, от которой в основном зависит распространение звука. Свойства других, несейсмических величин, таких как содержание гелия или возраст главной последовательности , могут быть выведены только путем добавления дополнительных предположений, что делает результат более неопределенным.

Анализ данных

Глобальная гелиосейсмология

Спектр мощности 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 на GOLF менее чувствительны к красному шуму, создаваемому грануляцией . Все наборы данных четко показывают режимы колебаний около 3 МГц.
Спектр мощности Солнца вокруг, где моды имеют максимальную мощность, с использованием данных инструментов GOLF и VIRGO / SPM на борту Солнечной и гелиосферной обсерватории. Моды с низким градусом (l <4) показывают четкий гребенчатый рисунок с регулярным интервалом.
Спектр мощности солнечных колебаний среднего углового градуса ( ), рассчитанный за 144 дня по данным 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 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, 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 по Фурье. Гелиосейсмологи обычно объединяют полученные одномерные спектры мощности в двумерный спектр.

В нижнем частотном диапазоне колебаний преобладают вариации, вызванные грануляцией . Это должно быть сначала отфильтровано перед анализом режимов (или одновременно с этим). Гранулярные потоки на поверхности Солнца 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 - использует несколько различных методов анализа, чтобы сделать выводы из данных наблюдений.

  • Спектральный метод Фурье-Ганкель первоначально использовались для поиска поглощения волн с помощью солнечных пятен.
  • Анализ кольцевой диаграммы , впервые представленный Фрэнком Хиллом, используется для определения скорости и направления горизонтальных потоков под поверхностью Солнца путем наблюдения доплеровских сдвигов окружающих акустических волн из спектров мощности солнечных колебаний, вычисленных на участках поверхности Солнца (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 показатель адиабаты можно сравнить в магнитно-активной и неактивной (спокойное Солнце) областях.
  • Гелиосейсмология времени-расстояния направлена ​​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 вывести локальную структуру и динамику недр Солнца.
  • Гелиосейсмическая голография , подробно представленная Чарльзом Линдси и Дугом Брауном для получения изображения обратной стороны (магнитного), 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 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 корреляций частота-волновое число, наблюдаемых в волновом поле в области Фурье. Вудард продемонстрировал способность метода восстанавливать приповерхностные потоки f-мод.

Инверсия

Вступление

Режимы колебаний Солнца представляют собой дискретный набор наблюдений, чувствительных к его непрерывной структуре. Это позволяет ученым формулировать обратные задачи для внутренней структуры и динамики Солнца. Учитывая эталонную модель 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 .

Состав

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

Вращение

Профиль внутреннего 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, которое совпадает с границей изменения профиля вращения, известной как тахоклин.

Если бы Солнце было идеально сферическим, моды с разным азимутальным порядком m имели бы одинаковые частоты. Вращение, однако, нарушает это вырождение, и частоты мод отличаются расщеплением вращения, которое является средневзвешенным значением угловой скорости через Солнце. Различные моды чувствительны к разным частям Солнца, и, имея достаточно 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 не одинакова, как это видно 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; а также
  • последний слой сдвига прямо под поверхностью, в котором скорость вращения замедляется по направлению к поверхности.

Связь с другими полями

Геосейсмология

Гелиосейсмология возникла из аналогии с геосейсмологией, 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 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 их внешними конвекционными зонами, известными как солнечноподобные осцилляторы , но лежащая в основе 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 ). Это значительно усложняет инверсию, но верхних пределов все же можно достичь, сделав более ограничительные допущения.

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 будут формировать 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-Далсгаард и Дуглас Гоф предложили 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 низкой и соответствующей низкой скоростью образования нейтрино , а другое с более высоким и ; более ранние калибровки огибающей относительно высоких частот предпочитали последнее, но результаты не были полностью убедительными. 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, была установлена более высокая модель, тем самым предполагая на этой ранней стадии, что разрешающая способность Проблема нейтрино должна лежать в ядерной физике или физике элементарных частиц.

Новые методы инверсии, разработанные в 1980-х годах, позволили исследователям сделать выводы о профиле 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 цикла магнитной активности Солнца .

Чтобы преодолеть проблему невозможности наблюдать Солнце в ночное время, несколько групп начали собирать сети телескопов (например, Бирмингемская Сеть Солнечных Колебаний , или BiSON, и Группа Глобальной Сети Колебаний ), из которых Солнце всегда было бы видно. хотя бы к одному узлу. Длительные непрерывные наблюдения привели эту область к зрелости, и состояние этой области 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 позже результаты вернулись к традиционным значениям, используемым в 1990-х годах, новые значения численности значительно ухудшили согласие между моделями и гелиосейсмическими инверсиями. Причина несоответствия остается нерешенной и известна как проблема солнечного содержания .

Космические наблюдения 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.

Смотрите также

использованная литература

внешние ссылки

Спутниковые инструменты

Наземные инструменты