Helioseismologie - Helioseismology

Helioseismologie , termín vytvořený Douglasem Goughem , je studium struktury a dynamiky Slunce prostřednictvím jeho oscilací. Ty jsou způsobeny především zvukovými vlnami, které jsou nepřetržitě poháněny a tlumeny konvekcí v blízkosti povrchu Slunce. Je to podobné geoseismologii nebo asteroseismologii (také vytvořené Goughem ), což jsou studie Země nebo hvězd prostřednictvím jejich oscilací. Zatímco oscilace Slunce byly poprvé detekovány na počátku 60. let, teprve v polovině 70. let 20. století bylo zjištěno, že se kmity šíří po celém Slunci a umožňují vědcům studovat hluboké nitro Slunce. Moderní pole je rozděleno na globální helioseismologii , která přímo studuje rezonanční režimy Slunce, a na místní helioseismologii , která studuje šíření složkových vln poblíž slunečního povrchu.

Helioseismologie přispěla k řadě vědeckých průlomů. Nejpozoruhodnější bylo ukázat, že předpovídaný tok neutrin ze Slunce nemůže být způsoben vadami hvězdných modelů a místo toho musí být problémem částicové fyziky . Takzvaný problém slunečních neutrin byl nakonec vyřešen oscilacemi neutrin . Experimentální objev neutrinových oscilací byl uznán Nobelovou cenou za fyziku za rok 2015 . Helioseismologie také umožňovala přesná měření kvadrupólových (a vyšších řádů) momentů gravitačního potenciálu Slunce, která jsou v souladu s obecnou relativitou . První helioseismické výpočty vnitřního rotačního profilu Slunce ukázaly hrubé oddělení na pevně rotující jádro a různě rotující obal. Mezní vrstva je nyní známá jako tachoclin a je považována za klíčovou součást slunečního dynama . Ačkoli se zhruba shoduje se základnou zóny sluneční konvekce - také odvozenou z helioseismologie - je koncepčně odlišná, protože je hraniční vrstvou, ve které je polední tok spojený s konvekční zónou a poháněn souhrou baroklinicity a Maxwellových napětí.

Helioseismologii nejvíce prospívá nepřetržité sledování Slunce, které začalo nejprve nepřerušeným pozorováním z blízkosti jižního pólu během australského léta. Pozorování více slunečních cyklů navíc umožnilo helioseismologům studovat změny ve struktuře Slunce po celá desetiletí. Tyto studie jsou umožněny globálními teleskopickými sítěmi, jako je Global Oscillations Network Group (GONG) a Birmingham Solar Oscillations Network (BiSON), které fungují již několik desetiletí.

Druhy sluneční oscilace

Ilustrace režimu slunečního tlaku (režim p) s radiálním pořadím n = 14, úhlovým stupněm l = 20 a azimutálním řádem m = 16. Povrch ukazuje odpovídající sférickou harmonickou. Interiér ukazuje radiální posun vypočtený pomocí standardního solárního modelu. Všimněte si toho, že zvýšení rychlosti zvuku, když se vlny blíží ke středu slunce, způsobí odpovídající zvýšení akustické vlnové délky.

Režimy sluneční oscilace jsou interpretovány jako rezonanční vibrace zhruba sféricky symetrické gravitační tekutiny v hydrostatické rovnováze. Každý režim pak může být reprezentován přibližně jako součin funkce poloměru a sférické harmonické , a v důsledku toho může být charakterizován třemi kvantovými čísly, která označují: ${\ displaystyle r}$${\ Displaystyle Y_ {l}^{m} (\ theta, \ phi)}$

• počet uzlových skořepin v poloměru, známý jako radiální pořadí ;${\ displaystyle n}$
• celkový počet uzlových kruhů na každé sférické skořápce, známý jako úhlový stupeň ; a${\ displaystyle \ ell}$
• počet těch uzlových kruhů, které jsou podélné, známé jako azimutální pořadí .${\ displaystyle m}$

Je možné ukázat, že kmity jsou rozděleny do dvou kategorií: vnitřní kmity a speciální kategorie povrchových oscilací. Konkrétněji existují:

Tlakové režimy (režimy p)

Tlakové režimy jsou v podstatě stojaté zvukové vlny. Dominantní obnovující silou je tlak (spíše než vztlak), odtud název. Všechny sluneční oscilace, které se používají pro závěry o interiéru, jsou režimy p, s frekvencemi přibližně 1 až 5 milihertzů a úhlovými stupni v rozmezí od nuly (čistě radiální pohyb) do řádu . Obecně řečeno, jejich energetické hustoty se mění s poloměrem nepřímo úměrným rychlosti zvuku, takže jejich rezonanční frekvence jsou určeny převážně vnějšími oblastmi Slunce. V důsledku toho je obtížné z nich odvodit strukturu slunečního jádra. ${\ displaystyle 10^{3}}$

Diagram šíření pro standardní solární model ukazující, kde oscilace mají znak režimu g (modrý) nebo kde dipólové režimy mají znak režimu p (oranžový). Přerušovaná čára ukazuje akustickou mezní frekvenci, vypočtenou z přesnějšího modelování, a nad kterou režimy nejsou uvězněny ve hvězdě a hrubě řečeno nerezonují.

Gravitační režimy (režimy g)

Gravitační režimy jsou omezeny na konvekčně stabilní oblasti, ať už radiační interiér nebo atmosféru. Obnovující silou je převážně vztlak, a tedy nepřímo gravitace, ze které odvozují své jméno. V konvekční zóně jsou evanescentní , a proto mají vnitřní režimy na povrchu malé amplitudy a je extrémně obtížné je detekovat a identifikovat. Již dlouho se uznává, že měření i jen několika režimů g by mohlo podstatně zvýšit naše znalosti o hlubokém nitru Slunce. Dosud však nebyl jednoznačně změřen žádný individuální režim g, ačkoli nepřímé detekce byly nárokovány i zpochybňovány. Kromě toho mohou existovat podobné gravitační režimy omezené na konvekčně stabilní atmosféru.

Režimy gravitace povrchu (režimy f)

Povrchové gravitační vlny jsou analogické vlnám v hluboké vodě a mají tu vlastnost, že Lagrangeova tlaková porucha je v podstatě nulová. Mají vysoký stupeň a pronikají do charakteristické vzdálenosti , kde je poloměr Slunce. Pro dobrou aproximaci se řídí takzvaným disperzním zákonem hlubokých vodních vln: bez ohledu na stratifikaci Slunce, kde je úhlová frekvence, je povrchová gravitace a je horizontální vlnovým číslem a mají tendenci asymptoticky k tomuto vztahu jako . ${\ displaystyle \ ell}$${\ displaystyle R/\ ell}$${\ displaystyle R}$${\ displaystyle \ omega ^{2} = gk _ {\ rm {h}}}$${\ displaystyle \ omega}$${\ displaystyle g}$${\ displaystyle k _ {\ rm {h}} = \ ell /R}$${\ Displaystyle k _ {\ rm {h}} \ rightarrow \ infty}$

Co může seismologie odhalit

Oscilace, které byly úspěšně využity pro seismologii, jsou v podstatě adiabatické. Jejich dynamika je tedy působení tlakových sil (plus domnělých Maxwellových napětí) na hmotu s hustotou setrvačnosti , která sama závisí na vztahu mezi nimi při adiabatické změně, obvykle kvantifikované prostřednictvím (prvního) adiabatického exponentu . Rovnovážné hodnoty proměnných a (spolu s dynamicky malou úhlovou rychlostí a magnetickým polem ) souvisejí s omezením hydrostatické podpory, které závisí na celkové hmotnosti a poloměru Slunce. Je zřejmé, že oscilační frekvence závisí pouze na seismické proměnných , , a , nebo na nezávislý sadu funkcí z nich. V důsledku toho lze informace odvozovat přímo pouze o těchto proměnných. Druhá mocnina rychlosti adiabatického zvuku , je taková běžně přijímaná funkce, protože to je množství, na kterém v zásadě závisí šíření zvuku . Vlastnosti jiných, neseismických veličin, jako je hojnost helia nebo stáří hlavní sekvence , lze odvodit pouze doplněním dalších předpokladů, což činí výsledek nejistějším. ${\ displaystyle p}$${\ Displaystyle \ rho}$${\ displaystyle \ gamma _ {1}}$${\ displaystyle p}$${\ Displaystyle \ rho}$${\ displaystyle \ Omega}$${\ displaystyle {\ rm {B}}}$${\ displaystyle M}$${\ displaystyle R}$${\ displaystyle \ omega}$${\ Displaystyle \ rho (p, \ Omega, {\ rm {B)}}}}$${\ displaystyle \ gamma _ {1}}$${\ displaystyle \ Omega}$${\ displaystyle {\ rm {B}}}$${\ Displaystyle c^{2} = \ gamma _ {1} p/\ rho}$${\ displaystyle Y}$${\ displaystyle t _ {\ odot}}$

Analýza dat

Globální helioseismologie

Energetické spektrum Slunce využívající data z přístrojů na palubě sluneční a heliosférické observatoře na dvojlogaritmických osách. Tři propustná pásma nástroje VIRGO/SPM vykazují téměř stejné výkonové spektrum. Pozorování rychlosti přímého pohledu z GOLF jsou méně citlivé na červený šum způsobený granulací . Všechny soubory dat jasně ukazují režimy oscilace kolem 3 MHz.

Energetické spektrum Slunce kolem, kde mají režimy maximální výkon, s využitím dat z přístrojů GOLF a VIRGO/SPM na palubě sluneční a heliospherické observatoře. Režimy nízkého stupně (l <4) vykazují jasný hřebenový vzor s pravidelným rozestupem.

Výkonové spektrum slunečních oscilací středního úhlového stupně ( ), vypočítané pro 144 dní dat z přístroje MDI na palubě SOHO . Barevná škála je logaritmická a nasycená na setinu maximálního výkonu signálu, aby byly režimy viditelnější. Nízkofrekvenční oblasti dominuje signál granulace. Jak se úhlový stupeň zvyšuje, frekvence jednotlivých režimů se sbíhají do jasných hřebenů, z nichž každý odpovídá sekvenci režimů nižších řádů.${\ Displaystyle 0 \ leq \ ell <300}$

Hlavním nástrojem pro analýzu surových seismických dat je Fourierova transformace . Pro dobrou aproximaci je každý režim tlumeným harmonickým oscilátorem, pro který je výkon jako funkce frekvence Lorentzovou funkcí . Prostorově rozlišená data se obvykle promítají na požadované sférické harmonické, aby se získaly časové řady, které se následně Fourierově transformují. Helioseismologové obvykle kombinují výsledná jednorozměrná energetická spektra do dvojrozměrného spektra.

Dolnímu frekvenčnímu rozsahu oscilací dominují variace způsobené granulací . Toto musí být nejprve odfiltrováno před (nebo současně), kdy jsou režimy analyzovány. Granulované toky na slunečním povrchu jsou většinou horizontální, od středů stoupajících granulí po úzké downdrafts mezi nimi. V poměru k oscilacím produkuje granulace silnější signál v intenzitě než rychlost přímého dohledu, takže pro helioseismické observatoře je upřednostňována druhá.

Místní helioseismologie

Místní helioseismologie - termín vytvořený Charlesem Lindseyem, Dougem Braunem a Stuartem Jefferiesem v roce 1993 - využívá několik různých analytických metod k vyvozování závěrů z pozorovacích dat.

• Spektrální metoda Fourierovy Hankelova byl původně používán k hledání absorpci vln od skvrn.
• Analýza kruhového diagramu , poprvé zavedená Frankem Hillem, se používá k odvození rychlosti a směru horizontálních toků pod sluneční povrch pozorováním Dopplerových posunů okolních akustických vln od energetických spekter slunečních oscilací vypočítaných přes skvrny slunečního povrchu (typicky 15 ° × 15 °). Analýza kruhového diagramu je tedy zobecněním globální helioseismologie aplikované na místní oblasti na Slunci (na rozdíl od poloviny Slunce). Rychlost zvuku a adiabatický index lze například porovnávat v magneticky aktivních a neaktivních (tichých slunečních) oblastech.
• Helioseismologie s časovou vzdáleností si klade za cíl změřit a interpretovat doby cestování slunečních vln mezi libovolnými dvěma místy na slunečním povrchu. Nehomogenity v blízkosti paprskové dráhy spojující obě místa narušují cestovní čas mezi těmito dvěma body. Poté je třeba vyřešit inverzní problém, aby bylo možné odvodit místní strukturu a dynamiku slunečního interiéru.
• Helioseismická holografie , zavedená podrobně Charlesem Lindseyem a Dougem Braunem za účelem vzdáleného (magnetického) zobrazování, je zvláštním případem fázově citlivé holografie. Cílem je pomocí vlnového pole na viditelném disku zjistit aktivní oblasti na odvrácené straně Slunce. Základní myšlenkou helioseismické holografie je, že vlnové pole, např. Dopplerovská rychlost přímého pozorování pozorovaná na slunečním povrchu, může být použita k odhadu vlnového pole na jakémkoli místě slunečního interiéru v libovolném okamžiku v čase. V tomto smyslu je holografie hodně podobná seismické migraci , technice geofyziky, která se používá od čtyřicátých let minulého století. Jako další příklad byla tato technika použita k vytvoření seismického obrazu sluneční erupce.
• V přímém modelování jde o to odhadnout podpovrchové toky z přímé inverze korelací frekvence a vlnového čísla pozorovaných ve vlnovém poli ve Fourierově doméně. Woodard prokázal schopnost techniky obnovit toky v blízkosti povrchu v režimech f.

Inverze

Úvod

Režimy oscilace Slunce představují diskrétní soubor pozorování, která jsou citlivá na jeho spojitou strukturu. To umožňuje vědcům formulovat inverzní problémy pro vnitřní strukturu a dynamiku Slunce. Vzhledem k referenčnímu modelu Slunce jsou rozdíly mezi frekvencemi jeho režimů a frekvencemi Slunce, pokud jsou malé, váženými průměry rozdílů mezi strukturou Slunce a referenčním modelem. Frekvenční rozdíly pak mohou být použity k odvození těchto strukturálních rozdílů. Funkce vážení těchto průměrů jsou známé jako jádra .

Struktura

První inverze sluneční struktury byly provedeny pomocí Duvallova zákona a později pomocí Duvallova zákona linearizovaného kolem referenčního slunečního modelu. Tyto výsledky byly následně doplněny analýzami, které linearizují celý soubor rovnic popisujících hvězdné oscilace o teoretickém referenčním modelu a jsou nyní standardním způsobem invertování frekvenčních dat. Inverze prokázaly rozdíly ve slunečních modelech, které byly výrazně sníženy implementací gravitačního usazování : postupné oddělování těžších prvků směrem ke slunečnímu středu (a lehčích prvků k povrchu, aby je nahradily).

Otáčení

Vnitřní rotační profil Slunce odvodil pomocí údajů z helioseismického a magnetického zobrazovače na palubě observatoře sluneční dynamiky . Vnitřní poloměr byl zkrácen tam, kde jsou měření méně jistá než 1%, což se děje kolem 3/4 cesty k jádru. Přerušovaná čára označuje základnu zóny sluneční konvekce, která se shoduje s hranicí, na které se mění profil otáčení, známou jako tachoclin.

Pokud by Slunce bylo dokonale sférické, režimy s různými azimutálními řády m by měly stejné frekvence. Rotace však tuto degeneraci narušuje a frekvence režimů se liší rotačním dělením, které je váženým průměrem úhlové rychlosti procházející Sluncem. Různé režimy jsou citlivé na různé části Slunce a vzhledem k dostatku údajů lze tyto rozdíly použít k odvození rychlosti rotace v celém Slunci. Pokud by se například Slunce otáčelo rovnoměrně, všechny režimy p by byly rozděleny přibližně stejným množstvím. Ve skutečnosti úhlová rychlost není rovnoměrná, jak je vidět na povrchu, kde se rovník otáčí rychleji než póly. Slunce se otáčí dostatečně pomalu, aby byl sférický nerotující model dostatečně blízko realitě pro odvození rotačních jader.

Helioseismologie ukázala, že Slunce má rotační profil s několika funkcemi:

• pevně rotující radiační (tj. nevodivá) zóna, ačkoli rychlost otáčení vnitřního jádra není dobře známá;
• tenká střižná vrstva, známá jako tachoclin , která odděluje pevně rotující vnitřek a diferenciálně rotující konvekční obal;
• konvekční obálka, ve které se rychlost otáčení mění jak s hloubkou, tak se šířkou; a
• konečná smyková vrstva těsně pod povrchem, ve které se rychlost rotace směrem k povrchu zpomaluje.

Vztah k jiným oborům

Geoseismologie

Helioseismologie se zrodila z analogie s geoseismologií, ale několik důležitých rozdílů zůstává. Za prvé, Slunci chybí pevný povrch, a proto nemůže podporovat smykové vlny . Z pohledu analýzy dat se globální helioseismologie liší od geoseismologie studiem pouze normálních režimů. Místní helioseismologie je tedy v duchu poněkud bližší geoseismologii v tom smyslu, že studuje kompletní vlnoplochu.

Asteroseismologie

Protože je Slunce hvězda, helioseismologie úzce souvisí se studiem oscilací v jiných hvězdách, známých jako asteroseismologie . Helioseismologie je nejvíce blízká studiu hvězd, jejichž kmity jsou také poháněny a tlumeny jejich vnějšími konvekčními zónami, známými jako sluneční oscilátory , ale základní teorie je v zásadě stejná pro jiné třídy proměnných hvězd.

Zásadní rozdíl je v tom, že kmity ve vzdálených hvězdách nelze vyřešit. Protože se světlejší a tmavší sektory sférické harmonické ruší, omezuje to asteroseismologii téměř výhradně na studium režimů nízkých stupňů (úhlový stupeň ). Díky tomu je inverze mnohem obtížnější, ale horních mezí lze stále dosáhnout pomocí restriktivnějších předpokladů. ${\ displaystyle \ ell \ leq 3}$

Dějiny

Sluneční oscilace byly poprvé pozorovány na počátku šedesátých let minulého století jako kvaziperiodická intenzita a kolísání rychlosti přímky s periodou asi 5 minut. Vědci si postupně uvědomili, že oscilace mohou být globálními režimy Slunce, a předpovídali, že tyto režimy vytvoří jasné hřebeny ve dvojrozměrných energetických spektrech. Hřebeny byly následně potvrzeny při pozorování režimů vysokého stupně v polovině 70. let a při celoplošném pozorování byly rozlišeny multiplety různých radiálních řádů. Ve stejné době navrhli Jørgen Christensen-Dalsgaard a Douglas Gough potenciál využití frekvencí jednotlivých režimů k odvození vnitřní struktury Slunce. Kalibrovali solární modely proti nízkoúrovňovým údajům a našli dvě podobně dobré shody , jednu s nízkou a odpovídající nízkou produkcí neutrin , druhou s vyšší a ; dřívější kalibrace obálek proti frekvencím vysokého stupně dávaly přednost tomu druhému, ale výsledky nebyly zcela přesvědčivé. Teprve poté, co Tom Duvall a Jack Harvey propojili dva extrémní soubory dat měřicími režimy mezistupně za účelem stanovení kvantových čísel spojených s dřívějšími pozorováními, byl založen vyšší model, což v této rané fázi naznačuje, že rozlišení problém neutrin musí spočívat v jaderné nebo částicové fyzice. ${\ displaystyle Y}$${\ displaystyle L _ {\ nu}}$${\ displaystyle Y}$${\ displaystyle L _ {\ nu}}$${\ displaystyle Y}$

Nové metody inverze vyvinuté v 80. letech 20. století umožňující výzkumníkům odvodit rychlost zvuku profilů a méně přesně hustotu ve většině Sluncí, což potvrzuje závěr, že zbytkové chyby v odvození sluneční struktury nejsou příčinou problému s neutrinem . Ke konci dekády začala pozorování také ukazovat, že frekvence oscilačního režimu se mění s cyklem magnetické aktivity Slunce .

Aby se překonal problém neschopnosti pozorovat Slunce v noci, několik skupin začalo sestavovat sítě teleskopů (např. Birminghamská síť pro sluneční oscilace nebo BiSON a skupina pro globální oscilační síť ), ze které by bylo slunce vždy viditelné alespoň na jeden uzel. Dlouhá, nepřerušovaná pozorování přivedla pole do dospělosti a stav oboru byl shrnut ve speciálním čísle časopisu Science z roku 1996 . To se shodovalo se zahájením normálního provozu sluneční a heliospherické observatoře (SoHO), která začala produkovat vysoce kvalitní data pro helioseismologii.

V následujících letech došlo k vyřešení problému slunečních neutrin a dlouhá seismická pozorování začala umožňovat analýzu více cyklů sluneční aktivity. Dohoda mezi standardními slunečními modely a helioseismickými inverzemi byla narušena novými měřeními obsahu těžkých prvků sluneční fotosféry na základě podrobných trojrozměrných modelů. Ačkoli se výsledky později posunuly zpět k tradičním hodnotám používaným v 90. letech, nová hojnost výrazně zhoršila shodu mezi modely a helioseismickými inverzemi. Příčina nesrovnalosti zůstává nevyřešena a je známá jako problém sluneční hojnosti .

Vesmírná pozorování SoHO pokračovala a k SoHO se v roce 2010 připojila observatoř Solar Dynamics Observatory (SDO), která také nepřetržitě monitoruje Slunce od zahájení svých operací. Pozemní sítě (zejména BiSON a GONG) navíc nadále fungují a poskytují téměř nepřetržitá data také ze země.

Viz také

Reference

externí odkazy

• Netechnický popis helio- a asteroseismologie získaný z listopadu 2009
• Gough, DO (2003). „Výroba solárního neutrina“. Annales Henri Poincaré . 4 (S1): 303–317. Bibcode : 2003AnHP .... 4..303G . doi : 10,1007/s00023-003-0924-z . S2CID  195335212 .
• Gizon, Laurent; Birch, Aaron C. (2005). „Místní helioseismologie“ . Living Rev.Sol. Fyz . 2 (1): 6. Bibcode : 2005LRSP .... 2 .... 6G . doi : 10,12942/lrsp-2005-6 .
• Vědci vydávají bezprecedentní předpověď příštího cyklu cyklu Sunspot National Press Foundation, 6. března 2006
• Miesch, Mark S. (2005). „Dynamická dynamika konvekční zóny a tachoklinu“ . Living Rev.Sol. Fyz . 2 (1): 1. Bibcode : 2005LRSP .... 2 .... 1M . doi : 10,12942/lrsp-2005-1 .
• Evropská helio- a asteroseismologická síť (HELAS)
• Dálkové a pozemské obrázky Slunce
• Živé recenze ve sluneční fyzice
• Helioseismologie a asteroseismologie na MPS

Satelitní přístroje

• PANNA
• SOI/MDI
• SDO/HMI
• STOPA

Pozemní přístroje

• BiSON
• Mark-1
• GONG
• Ahoj