Helioseismologi - Helioseismology

Från Wikipedia, den fria encyklopedin

Helioseismologi , en term som myntades av Douglas Gough , är studiet av solens struktur och dynamik genom dess svängningar. Dessa orsakas huvudsakligen av ljudvågor som kontinuerligt drivs och dämpas av konvektion nära solens yta. Det liknar geoseismologi , eller asteroseismologi (också myntat av Gough), som är respektive studier av jorden eller stjärnorna genom deras svängningar. Medan solens svängningar först upptäcktes i början av 1960-talet var det först i mitten av 1970-talet som man insåg att svängningarna förökade sig i hela solen och kunde låta forskare studera solens djupa inre. Det moderna fältet är uppdelat i global helioseismologi , som direkt studerar solens resonanslägen och lokal helioseismologi , som studerar utbredningen av komponentvågorna nära solens yta.

Helioseismologi har bidragit till ett antal vetenskapliga genombrott. Det mest anmärkningsvärda var att visa det förutsagda neutrinflödet från solen inte kan orsakas av brister i stjärnmodeller och måste istället vara ett problem med partikelfysik . Det så kallade solneutrino-problemet löstes slutligen genom neutrinooscillationer . Den experimentella upptäckten av neutrinooscillationer erkändes av Nobelpriset i fysik 2015 . Helioseismologi möjliggjorde också noggranna mätningar av quadrupol (och högre ordning) ögonblick av solens gravitationskraft, vilket överensstämmer med allmän relativitet . De första helioseismiska beräkningarna av solens inre rotationsprofil visade en grov separation i en styvt roterande kärna och differentiellt roterande hölje. Gränslagret är nu känt som takoklinen och anses vara en nyckelkomponent för solens dynamo . Även om det ungefär sammanfaller med basen i solkonvektionszonen - även härledd genom helioseismologi - är det begreppsmässigt distinkt, eftersom det är ett gränsskikt där det finns ett meridionsflöde kopplat till konvektionszonen och drivs av samspelet mellan baroklinicitet och Maxwell -påfrestningar.

Helioseismologi drar mest nytta av kontinuerlig övervakning av solen, som först började med oavbrutna observationer från nära Sydpolen under australiska sommaren. Dessutom har observationer över flera solcykler gjort det möjligt för helioseismologer att studera förändringar i solens struktur under årtionden. Dessa studier möjliggörs av globala teleskopnätverk som Global Oscillations Network Group (GONG) och Birmingham Solar Oscillations Network (BiSON), som har fungerat i över flera decennier.

Typer av soloscillation

Illustration av ett soltrycksläge (p -läge) med radiell ordning n = 14, vinkelgrad l = 20 och azimutal ordning m = 16. Ytan visar motsvarande sfärisk överton. Interiören visar den radiella förskjutningen som beräknas med en vanlig solmodell. Observera att ökningen av ljudets hastighet när vågor närmar sig solens centrum orsakar en motsvarande ökning av den akustiska våglängden.

Soloscillationslägen tolkas som resonansvibrationer av en grovt sfäriskt symmetrisk självgravitationsvätska i hydrostatisk jämvikt. Varje läge kan sedan representeras ungefär som en produkt av en funktion av radie och en sfärisk överton , och kan följaktligen kännetecknas av de tre kvantnumren som märker:

  • antalet nodalskal i radie, känd som den radiella ordningen ;
  • det totala antalet nodalcirklar på varje sfäriskt skal, känt som vinkelgraden ; och
  • antalet nodalcirklar som är längsgående, kända som den azimutala ordningen .

Det kan visas att svängningarna är indelade i två kategorier: inre svängningar och en särskild kategori av ytoscillationer. Mer specifikt finns det:

Trycklägen (p -lägen)

Trycklägen är i huvudsak stående ljudvågor. Den dominerande återställande kraften är trycket (snarare än flytkraften), därav namnet. Alla soloscillationer som används för slutsatser om det inre är p -lägen, med frekvenser mellan cirka 1 och 5 millihertz och vinkelgrader som sträcker sig från noll (rent radiell rörelse) till ordning . I stort sett varierar deras energitäthet med radie omvänt proportionell mot ljudhastigheten, så deras resonansfrekvenser bestäms övervägande av solens yttre områden. Följaktligen är det svårt att utifrån dem härleda solkärnans struktur.

Ett förökningsdiagram för en standard solmodell som visar var oscillationer har ett g-mode-tecken (blått) eller där dipollägen har ett p-mode-tecken (orange). Den streckade linjen visar den akustiska avstängningsfrekvensen, beräknad från mer exakt modellering, och över vilka lägen inte är fångade i stjärnan och grovt sett inte ger resonans.

Tyngdkraftslägen (g -lägen)

Tyngdkraftslägen är begränsade till konvektivt stabila områden, antingen den strålande inredningen eller atmosfären. Den återställande kraften är övervägande flytkraft och därmed indirekt tyngdkraften, från vilken de tar sitt namn. De är avvikande i konvektionszonen, och därför har interiörlägen små amplituder vid ytan och är extremt svåra att upptäcka och identifiera. Det har länge erkänts att mätning av bara några få g -lägen väsentligt kan öka vår kunskap om solens djupa inre. Inget individuellt g -läge har emellertid ännu entydigt mätts, även om indirekta detektioner både har hävdats och utmanats. Dessutom kan det finnas liknande tyngdkraftslägen begränsade till den konvektivt stabila atmosfären.

Ytans tyngdkraftslägen (f -lägen)

Ytans tyngdkraftsvågor är analoga med vågor på djupt vatten, med egenskapen att Lagrangian tryckstörning är väsentligen noll. De är av hög grad och penetrerar ett karakteristiskt avstånd , var är solradien. För god tillnärmning följer de den så kallade djupvatten-vågspridningslagen: oavsett stratifiering av solen, var är vinkelfrekvensen, är ytans tyngdkraft och det horisontella vågnumret, och tenderar asymptotiskt till det förhållandet som .

Vad seismologi kan avslöja

De svängningar som framgångsrikt har använts för seismologi är i huvudsak adiabatiska. Deras dynamik är därför tryckkrafternas verkan (plus förmodade Maxwell -påfrestningar) mot materia med tröghetsdensitet , som i sig beror på förhållandet mellan dem under adiabatisk förändring, vanligtvis kvantifierad via den (första) adiabatiska exponenten . Jämviktsvärdena för variablerna och (tillsammans med den dynamiskt små vinkelhastigheten och magnetfältet ) relateras av begränsningen av hydrostatiskt stöd, som beror på solens totala massa och radie . Uppenbarligen, svängningsfrekvenserna beror endast på de seismiska variabler , , och eller någon oberoende uppsättning funktioner dem. Följaktligen handlar det bara om dessa variabler som information kan härledas direkt. Kvadraten för den adiabatiska ljudhastigheten,, är en så vanligt förekommande funktion, eftersom det är den mängd som akustisk utbredning huvudsakligen beror på. Egenskaper för andra, icke-seismiska, mängder, såsom heliummängd, eller huvudsekvensålder , kan endast härledas genom komplettering med ytterligare antaganden, vilket gör resultatet mer osäkert.

Dataanalys

Global helioseismologi

Solens effektspektrum med hjälp av data från instrument ombord på Solar och Heliospheric Observatory på dubbellogaritmiska axlar. De tre passbanden i VIRGO/SPM -instrumentet visar nästan samma effektspektrum. Sikthastighetsobservationerna från GOLF är mindre känsliga för det röda bruset som produceras av granulering . Alla datamängder visar tydligt oscillationslägena runt 3mHz.
Solens effektspektrum runt där lägena har maximal effekt, med hjälp av data från GOLF och VIRGO/SPM -instrument ombord på Solar och Heliospheric Observatory. Låggradslägen (l <4) visar ett tydligt kamliknande mönster med regelbundet avstånd.
Kraftspektrum med soliga svängningar i medellång vinkel ( ), beräknat för 144 dagars data från MDI -instrumentet ombord på SOHO . Färgskalan är logaritmisk och mättad vid en hundradel av den maximala effekten i signalen, för att göra lägena mer synliga. Lågfrekvensområdet domineras av signalen om granulering. När vinkelgraden ökar, konvergerar de individuella lägesfrekvenserna till tydliga åsar, var och en motsvarar en sekvens av lågordningslägen.

Det främsta verktyget för att analysera råda seismiska data är Fouriertransformen . För god approximation är varje läge en dämpad harmonisk oscillator, för vilken effekten som funktion av frekvens är en Lorentz -funktion . Rumsligt upplösta data projiceras vanligtvis på önskade sfäriska övertoner för att erhålla tidsserier som sedan Fourier -transformeras. Helioseismologer kombinerar vanligtvis de resulterande endimensionella effektspektra till ett tvådimensionellt spektrum.

Oscillationernas lägre frekvensområde domineras av variationerna som orsakas av granulering . Detta måste först filtreras bort innan (eller samtidigt som) lägena analyseras. Granulära flöden vid solytan är mestadels horisontella, från de stigande granulernas centrum till de smala neddragningarna mellan dem. I förhållande till svängningarna ger granulering en starkare signal i intensitet än siktlinjehastigheten, så den senare föredras för helioseismiska observatorier.

Lokal helioseismologi

Lokal helioseismologi - en term som myntades av Charles Lindsey, Doug Braun och Stuart Jefferies 1993 - använder flera olika analysmetoder för att dra slutsatser från observationsdata.

  • Den Fourier-Hankel spektral metod användes ursprungligen för att söka efter våg absorption av solfläckar.
  • Ringdiagramanalys , som först introducerades av Frank Hill, används för att avgöra hastigheten och riktningen för horisontella flöden under solytan genom att observera Doppler-skiftningar av omgivande akustiska vågor från effektspektra för soloscillationer beräknade över fläckar på solytan (vanligtvis 15 ° × 15 °). Således är ringdiagramanalys en generalisering av global helioseismologi som tillämpas på lokala områden på solen (i motsats till hälften av solen). Ljudhastigheten och det adiabatiska indexet kan till exempel jämföras inom magnetiskt aktiva och inaktiva (tysta sol) -regioner.
  • Tidsdistanshelioseismologi syftar till att mäta och tolka soltidsvågornas restider mellan två platser på solytan. Inhomogeniteter nära strålbanan som förbinder de två platserna stör restiden mellan de två punkterna. Ett omvänt problem måste sedan lösas för att utläsa den lokala strukturen och dynamiken i solens inre.
  • Helioseismisk holografi , introducerad i detalj av Charles Lindsey och Doug Braun i syfte att avlägsna (magnetisk) avbildning, är ett speciellt fall av faskänslig holografi. Tanken är att använda vågfältet på den synliga skivan för att lära sig om aktiva områden på solens andra sida. Grundtanken i helioseismisk holografi är att vågfältet, t.ex. Doppler-sikthastigheten som observerats vid solytan, kan användas för att göra en uppskattning av vågfältet på valfri plats i solens inre när som helst i tid. I denna mening är holografi ungefär som seismisk migration , en teknik inom geofysik som har använts sedan 1940 -talet. Som ett annat exempel har denna teknik använts för att ge en seismisk bild av en solflamma.
  • I direkt modellering är tanken att uppskatta flöden under ytan från direkt inversion av de frekvensvågade korrelationer som ses i vågfältet i Fourier-domänen. Woodard demonstrerade teknikens förmåga att återhämta flödet nära ytan i f-lägena.

Inversion

Introduktion

Solens oscillationslägen representerar en diskret uppsättning observationer som är känsliga för dess kontinuerliga struktur. Detta gör det möjligt för forskare att formulera omvända problem för solens inre struktur och dynamik. Med tanke på en referensmodell för solen, är skillnaderna mellan dess modfrekvenser och de för solen, om de är små, viktade genomsnitt av skillnaderna mellan solens struktur och referensmodellens. Frekvensskillnaderna kan sedan användas för att utläsa dessa strukturella skillnader. Viktningsfunktionerna för dessa medelvärden är kända som kärnor .

Strukturera

De första inversionerna av solens struktur gjordes med hjälp av Duvalls lag och senare med hjälp av Duvalls lag om en referenssolmodell. Dessa resultat kompletterades därefter med analyser som lineariserar hela uppsättningen ekvationer som beskriver stjärnoscillationerna om en teoretisk referensmodell och nu är ett standard sätt att invertera frekvensdata. Inversionerna visade skillnader i solmodeller som minskades kraftigt genom att genomföra gravitationell sedimentering : gradvis separation av tyngre element mot solcentret (och lättare element till ytan för att ersätta dem).

Rotation

Solens interna rotationsprofil härledde med data från Helioseismic och Magnetic Imager ombord på Solar Dynamics Observatory . Den inre radien har trunkerats där mätningarna är mindre säkra än 1%, vilket händer cirka 3/4 av vägen till kärnan. Den streckade linjen indikerar basen för solkonvektionszonen, som råkar sammanfalla med gränsen vid vilken rotationsprofilen ändras, känd som takoklinen.

Om solen var helt sfärisk skulle lägena med olika azimutala ordningar m ha samma frekvenser. Rotation bryter emellertid denna degeneration och modfrekvenserna varierar med rotationsspaltningar som är viktade medelvärden för vinkelhastigheten genom solen. Olika lägen är känsliga för olika delar av solen och, med tillräckligt med data, kan dessa skillnader användas för att utläsa rotationshastigheten genom hela solen. Till exempel, om solen roterade likformigt genomgående, skulle alla p -lägen delas med ungefär samma mängd. Egentligen är vinkelhastigheten inte likformig, vilket kan ses på ytan, där ekvatorn roterar snabbare än polerna. Solen roterar tillräckligt långsamt för att en sfärisk, icke-roterande modell är tillräckligt nära verkligheten för att härleda rotationskärnorna.

Helioseismologi har visat att solen har en rotationsprofil med flera funktioner:

  • en starkt roterande strålningszon (dvs. icke-konvektiv) zon, även om rotationshastigheten för den inre kärnan inte är väl känd;
  • ett tunt skjuvskikt, känt som takoklinen , som separerar det styvt roterande insidan och det differentiellt roterande konvektionshöljet;
  • ett konvektivt kuvert där rotationshastigheten varierar både med djup och latitud; och
  • ett slutligt skjuvskikt strax under ytan, där rotationshastigheten saktar ner mot ytan.

Förhållande till andra områden

Geoseismologi

Helioseismologi föddes ur analogi med geoseismologi men flera viktiga skillnader kvarstår. För det första saknar solen en fast yta och kan därför inte stödja skjuvvågor . Ur dataanalysperspektiv skiljer sig global helioseismologi från geoseismologi genom att endast studera normala lägen. Lokal helioseismologi är således något närmare geoseismologi i den meningen att den studerar hela vågfältet.

Asteroseismologi

Eftersom solen är en stjärna är helioseismologi nära besläktad med studiet av svängningar i andra stjärnor, känd som asteroseismologi . Helioseismologi är närmast besläktat med studiet av stjärnor vars svängningar också drivs och dämpas av deras yttre konvektionszoner, kända som solliknande oscillatorer , men den underliggande teorin är i stort sett densamma för andra klasser av variabel stjärna.

Den huvudsakliga skillnaden är att svängningar i avlägsna stjärnor inte kan lösas. Eftersom de ljusare och mörkare sektorerna i den sfäriska harmoniska avbryter, begränsar detta asteroseismologi nästan helt till studiet av låggradslägen (vinkelgrad ). Detta gör inversion mycket svårare men övre gränser kan fortfarande uppnås genom att göra mer restriktiva antaganden.

Historia

Soloscillationer observerades först i början av 1960-talet som en kvasi-periodisk intensitet och sikthastighetsvariation med en period på cirka 5 minuter. Forskare insåg gradvis att svängningarna kan vara solens globala lägen och förutspådde att lägena skulle bilda tydliga åsar i tvådimensionella kraftspektra. Åsarna bekräftades därefter i observationer av höggradslägen i mitten av 1970-talet, och modmultiplar av olika radiella ordningar utmärktes i helskivobservationer. Vid samma tidpunkt föreslog Jørgen Christensen-Dalsgaard och Douglas Gough möjligheten att använda individuella modfrekvenser för att utläsa solens inre struktur. De kalibrerade solmodeller mot att låggradiga data hittade två lika bra passformar, en med låg och motsvarande låg neutrino-produktionshastighet , den andra med högre och ; tidigare kuvertkalibreringar mot höggradiga frekvenser föredrog de senare, men resultaten var inte helt övertygande. Det var inte förrän Tom Duvall och Jack Harvey kopplade ihop de två extrema datamängderna genom att mäta mellanlägen för att fastställa de kvantnummer som är associerade med de tidigare observationerna som den högre modellen upprättades, vilket tyder på att i det tidiga skedet att upplösningen av neutrino -problemet måste ligga i kärn- eller partikelfysik.

Nya inversionsmetoder utvecklades på 1980 -talet, vilket gjorde det möjligt för forskare att utläsa profilernas ljudhastighet och, mindre noggrant, densitet i större delen av solen, vilket bekräftar slutsatsen att kvarvarande fel i solstrukturen inte är orsaken till neutrino -problemet . Mot slutet av decenniet började observationer också visa att oscillationslägesfrekvenserna varierar med solens magnetiska aktivitetscykel .

För att övervinna problemet med att inte kunna observera solen på natten hade flera grupper börjat montera teleskopnätverk (t.ex. Birmingham Solar Oscillations Network eller BiSON och Global Oscillation Network Group ) från vilka solen alltid skulle vara synlig till minst en nod. Långa, oavbrutna observationer förde fältet till mognad, och fältets tillstånd sammanfattades i ett specialnummer 1996 av Science magazine . Detta sammanföll med starten av normal drift av Solar and Heliospheric Observatory (SoHO), som började producera högkvalitativa data för helioseismologi.

De efterföljande åren löstes solneutrino -problemet, och de långa seismiska observationerna började analysera flera solaktivitetscykler. Överenskommelsen mellan vanliga solmodeller och helioseismiska inversioner stördes av nya mätningar av det tunga elementinnehållet i solfotosfären baserat på detaljerade tredimensionella modeller. Även om resultaten senare flyttade tillbaka mot de traditionella värdena som användes på 1990 -talet, försämrade de nya överflödena betydligt avtalet mellan modellerna och helioseismiska inversioner. Orsaken till avvikelsen förblir olöst och är känd som solens överflödsproblem .

Rymdbaserade observationer från SoHO har fortsatt och SoHO fick 2010 sällskap av Solar Dynamics Observatory (SDO), som också har övervakat solen kontinuerligt sedan dess verksamhet började. Dessutom fortsätter markbaserade nätverk (särskilt BiSON och GONG) att fungera, vilket också ger nästan kontinuerlig data från marken.

Se även

Referenser

externa länkar

Satellitinstrument

Markbaserade instrument