La heliosismología , término acuñado por Douglas Gough , es el estudio de la estructura y dinámica del Sol a través de sus oscilaciones. Estos son causados principalmente por ondas sonoras que son impulsadas y amortiguadas continuamente por convección cerca de la superficie del Sol. Es similar a la geoseismología , o astrosismología (también acuñada por Gough), que son respectivamente los estudios de la Tierra o las estrellas.a través de sus oscilaciones. Si bien las oscilaciones del Sol se detectaron por primera vez a principios de la década de 1960, fue solo a mediados de la de 1970 cuando se advirtió que las oscilaciones se propagaban por todo el Sol y podían permitir a los científicos estudiar el interior profundo del Sol. El campo moderno se divide en heliosismología global , que estudia directamente los modos resonantes del Sol, [1] y heliosismología local , que estudia la propagación de las ondas componentes cerca de la superficie del Sol. [2]
La heliosismología ha contribuido a una serie de avances científicos. El más notable fue mostrar que el flujo de neutrinos pronosticado desde el Sol no podría ser causado por fallas en los modelos estelares y, en cambio, debe ser un problema de física de partículas . El llamado problema de los neutrinos solares se resolvió finalmente mediante oscilaciones de neutrinos . [3] [4] [5] El descubrimiento experimental de las oscilaciones de neutrinos fue reconocido por el Premio Nobel de Física 2015 . [6] La heliosismología también permitió mediciones precisas de los momentos cuadripolo (y de orden superior) del potencial gravitacional del Sol, [7] [8] que son consistentes con la Relatividad General . Los primeros cálculos heliosísmicos del perfil de rotación interna del Sol mostraron una separación aproximada en un núcleo de rotación rígida y una envoltura de rotación diferencial. La capa límite ahora se conoce como tacoclina [9] y se cree que es un componente clave de la dinamo solar . [10] Aunque coincide aproximadamente con la base de la zona de convección solar - también inferida a través de la heliosismología - es conceptualmente distinta, siendo una capa límite en la que hay un flujo meridional conectado con la zona de convección e impulsado por la interacción entre la baroclinicidad y Maxwell subraya. [11]
La heliosismología se beneficia más del monitoreo continuo del Sol, que comenzó primero con observaciones ininterrumpidas desde cerca del Polo Sur durante el verano austral. [12] [13] Además, las observaciones a lo largo de múltiples ciclos solares han permitido a los heliosismólogos estudiar los cambios en la estructura del Sol durante décadas. Estos estudios son posibles gracias a las redes de telescopios globales como Global Oscillations Network Group (GONG) y Birmingham Solar Oscillations Network (BiSON), que han estado operando durante varias décadas.
Tipos de oscilación solar
Los modos de oscilación solar se interpretan como vibraciones resonantes de un fluido autogravitante simétrico aproximadamente en equilibrio hidrostático. Entonces, cada modo se puede representar aproximadamente como el producto de una función de radio y un armónico esférico , y en consecuencia se puede caracterizar por los tres números cuánticos que etiquetan:
- el número de conchas nodales en el radio, conocido como orden radial ;
- el número total de círculos nodales en cada capa esférica, conocido como el grado angular ; y
- el número de esos círculos nodales que son longitudinales, conocido como orden azimutal .
Se puede demostrar que las oscilaciones se dividen en dos categorías: oscilaciones interiores y una categoría especial de oscilaciones superficiales. Más específicamente, existen:
Modos de presión (modos p)
Los modos de presión son, en esencia, ondas sonoras estacionarias. La fuerza restauradora dominante es la presión (en lugar de la flotabilidad), de ahí el nombre. Todas las oscilaciones solares que se utilizan para inferencias sobre el interior son modos p, con frecuencias entre aproximadamente 1 y 5 milihercios y grados angulares que van desde cero (movimiento puramente radial) hasta el orden.. En términos generales, sus densidades de energía varían con un radio inversamente proporcional a la velocidad del sonido, por lo que sus frecuencias de resonancia están determinadas predominantemente por las regiones exteriores del Sol. En consecuencia, es difícil inferir de ellos la estructura del núcleo solar.
Modos de gravedad (modos g)
Los modos de gravedad se limitan a regiones convectivamente estables, ya sea el interior radiativo o la atmósfera. La fuerza restauradora es predominantemente la flotabilidad y, por lo tanto, indirectamente la gravedad, de la que toman su nombre. Son evanescentes en la zona de convección y, por lo tanto, los modos interiores tienen pequeñas amplitudes en la superficie y son extremadamente difíciles de detectar e identificar. [16] Se ha reconocido desde hace mucho tiempo que la medición de incluso unos pocos modos g podría aumentar sustancialmente nuestro conocimiento del interior profundo del Sol. [17] Sin embargo, todavía no se ha medido de forma inequívoca ningún modo g individual, aunque se han reivindicado y cuestionado las detecciones indirectas [18] [19] . [20] [21] Además, puede haber modos de gravedad similares confinados a la atmósfera estable por convección.
Modos de gravedad superficial (modos f)
Las ondas de gravedad superficiales son análogas a las ondas en aguas profundas, y tienen la propiedad de que la perturbación de la presión lagrangiana es esencialmente cero. Son de alto grado, penetrando una distancia característica , dónde es el radio solar. Con una buena aproximación, obedecen la llamada ley de dispersión de ondas de aguas profundas:, independientemente de la estratificación del Sol, donde es la frecuencia angular, es la gravedad superficial y es el número de onda horizontal, [22] y tienden asintóticamente a esa relación como.
¿Qué puede revelar la sismología?
Las oscilaciones que se han utilizado con éxito para la sismología son esencialmente adiabáticas. Su dinámica es, por tanto, la acción de las fuerzas de presión. (más tensiones putativas de Maxwell) contra materia con densidad de inercia , que a su vez depende de la relación entre ellos bajo el cambio adiabático, generalmente cuantificado a través del (primer) exponente adiabático . Los valores de equilibrio de las variables y (junto con la velocidad angular dinámicamente pequeña y campo magnético ) están relacionados por la restricción del soporte hidrostático, que depende de la masa total y radio del sol. Evidentemente, las frecuencias de oscilación dependen solo de las variables sísmicas , , y , o cualquier conjunto independiente de funciones de ellos. En consecuencia, sólo sobre estas variables se puede derivar información directamente. El cuadrado de la velocidad del sonido adiabático,, es una función comúnmente adoptada, porque esa es la cantidad de la que depende principalmente la propagación acústica. [23] Propiedades de otras cantidades no sísmicas, como la abundancia de helio, [24] , o edad de la secuencia principal [25] , solo se puede inferir complementando con supuestos adicionales, lo que hace que el resultado sea más incierto.
Análisis de los datos
Heliosismología global
La principal herramienta para analizar los datos sísmicos brutos es la transformada de Fourier . Para una buena aproximación, cada modo es un oscilador armónico amortiguado, para el cual la potencia en función de la frecuencia es una función de Lorentz . Los datos resueltos espacialmente generalmente se proyectan en armónicos esféricos deseados para obtener series de tiempo que luego se transforman de Fourier. Los heliosismólogos suelen combinar los espectros de potencia unidimensionales resultantes en un espectro bidimensional.
El rango de frecuencia más bajo de las oscilaciones está dominado por las variaciones causadas por la granulación . Esto primero debe filtrarse antes (o al mismo tiempo que) se analizan los modos. Los flujos granulares en la superficie solar son en su mayoría horizontales, desde los centros de los gránulos ascendentes hasta las estrechas corrientes descendentes entre ellos. En relación con las oscilaciones, la granulación produce una señal más intensa en intensidad que la velocidad en la línea de visión, por lo que se prefiere esta última para los observatorios heliosísmicos.
Heliosismología local
La heliosismología local, término acuñado por Charles Lindsey, Doug Braun y Stuart Jefferies en 1993 [27], emplea varios métodos de análisis diferentes para hacer inferencias a partir de los datos de observación. [2]
- El método espectral de Fourier-Hankel se utilizó originalmente para buscar la absorción de ondas por las manchas solares. [28]
- El análisis de diagrama de anillo , introducido por primera vez por Frank Hill, [29] se utiliza para inferir la velocidad y la dirección de los flujos horizontales por debajo de la superficie solar mediante la observación de los cambios Doppler de las ondas acústicas ambientales a partir de los espectros de energía de las oscilaciones solares calculadas sobre parches del sol. superficie (típicamente 15 ° × 15 °). Por lo tanto, el análisis de diagramas de anillos es una generalización de la heliosismología global aplicada a áreas locales en el Sol (a diferencia de la mitad del Sol). Por ejemplo, la velocidad del sonido y el índice adiabático se pueden comparar dentro de regiones magnéticamente activas e inactivas (Sol tranquilo). [30]
- La heliosismología de tiempo-distancia [31] tiene como objetivo medir e interpretar los tiempos de viaje de las ondas solares entre dos lugares cualesquiera de la superficie solar. Las faltas de homogeneidad cerca de la trayectoria del rayo que conecta las dos ubicaciones perturban el tiempo de viaje entre esos dos puntos. Entonces debe resolverse un problema inverso para inferir la estructura local y la dinámica del interior solar. [32]
- La holografía heliosísmica , presentada en detalle por Charles Lindsey y Doug Braun con el propósito de obtener imágenes del lado lejano (magnéticas), [33] es un caso especial de holografía sensible a la fase. La idea es utilizar el campo de ondas del disco visible para conocer las regiones activas en el lado opuesto del Sol. La idea básica en la holografía heliosísmica es que el campo de ondas, por ejemplo, la velocidad Doppler en la línea de visión observada en la superficie solar, se puede utilizar para hacer una estimación del campo de ondas en cualquier ubicación del interior solar en cualquier momento. En este sentido, la holografía se parece mucho a la migración sísmica , una técnica en geofísica que se ha utilizado desde la década de 1940. Como otro ejemplo, esta técnica se ha utilizado para dar una imagen sísmica de una llamarada solar. [34]
- En el modelado directo , la idea es estimar los flujos subterráneos a partir de la inversión directa de las correlaciones frecuencia-número de onda observadas en el campo de ondas en el dominio de Fourier. Woodard [35] demostró la capacidad de la técnica para recuperar flujos cercanos a la superficie en los modos f.
Inversión
Introducción
Los modos de oscilación del Sol representan un conjunto discreto de observaciones que son sensibles a su estructura continua. Esto permite a los científicos formular problemas inversos para la estructura y dinámica interior del Sol. Dado un modelo de referencia del Sol, las diferencias entre sus frecuencias modales y las del Sol, si son pequeñas, son promedios ponderados de las diferencias entre la estructura del Sol y la del modelo de referencia. Las diferencias de frecuencia se pueden utilizar para inferir esas diferencias estructurales. Las funciones de ponderación de estos promedios se conocen como núcleos .
Estructura
Las primeras inversiones de la estructura del Sol se realizaron utilizando la ley de Duvall [36] y luego utilizando la ley de Duvall linealizada sobre un modelo solar de referencia. [37] Estos resultados se complementaron posteriormente con análisis que linealizan el conjunto completo de ecuaciones que describen las oscilaciones estelares sobre un modelo de referencia teórico [17] [38] [39] y ahora son una forma estándar de invertir datos de frecuencia. [40] [41] Las inversiones demostraron diferencias en los modelos solares que se redujeron en gran medida al implementar el asentamiento gravitacional : la separación gradual de los elementos más pesados hacia el centro solar (y los elementos más ligeros hacia la superficie para reemplazarlos). [42] [43]
Rotación
Si el Sol fuera perfectamente esférico, los modos con diferentes órdenes azimutales m tendrían las mismas frecuencias. La rotación, sin embargo, rompe esta degeneración, y las frecuencias de los modos difieren por divisiones rotacionales que son promedios ponderados de la velocidad angular a través del Sol. Los diferentes modos son sensibles a diferentes partes del Sol y, con suficientes datos, estas diferencias pueden usarse para inferir la tasa de rotación en todo el Sol. [44] Por ejemplo, si el Sol girara uniformemente, todos los modos p se dividirían aproximadamente en la misma cantidad. En realidad, la velocidad angular no es uniforme, como se puede ver en la superficie, donde el ecuador gira más rápido que los polos. [45] El Sol gira lo suficientemente lento como para que un modelo esférico no giratorio esté lo suficientemente cerca de la realidad para derivar los núcleos rotacionales.
La heliosismología ha demostrado que el Sol tiene un perfil de rotación con varias características: [46]
- una zona radiativa (es decir, no convectiva) de rotación rígida, aunque no se conoce bien la velocidad de rotación del núcleo interno;
- una fina capa de cizallamiento, conocida como tacoclina , que separa el interior de rotación rígida y la envoltura convectiva de rotación diferencial;
- una envolvente convectiva en la que la velocidad de rotación varía tanto con la profundidad como con la latitud; y
- una capa de cizallamiento final justo debajo de la superficie, en la que la velocidad de rotación disminuye hacia la superficie.
Relación con otros campos
Geosismología
La heliosismología nació de la analogía con la geoseismología, pero persisten varias diferencias importantes. Primero, el Sol carece de una superficie sólida y, por lo tanto, no puede soportar ondas de corte . Desde la perspectiva del análisis de datos, la heliosismología global se diferencia de la geoseismología al estudiar solo los modos normales. La heliosismología local está, por tanto, algo más cercana en espíritu a la geosismología en el sentido de que estudia el campo de ondas completo.
Astrosismología
Debido a que el Sol es una estrella, la heliosismología está estrechamente relacionada con el estudio de las oscilaciones en otras estrellas, lo que se conoce como astrosismología . La heliosismología está más estrechamente relacionada con el estudio de estrellas cuyas oscilaciones también son impulsadas y amortiguadas por sus zonas de convección externas, conocidas como osciladores de tipo solar , pero la teoría subyacente es básicamente la misma para otras clases de estrellas variables.
La principal diferencia es que las oscilaciones en estrellas distantes no se pueden resolver. Debido a que los sectores más brillantes y más oscuros del armónico esférico se cancelan, esto restringe la astrosismología casi por completo al estudio de modos de bajo grado (grado angular). Esto hace que la inversión sea mucho más difícil, pero los límites superiores aún se pueden lograr haciendo suposiciones más restrictivas.
Historia
Las oscilaciones solares se observaron por primera vez a principios de la década de 1960 [47] [48] como una variación cuasiperiódica de intensidad y velocidad en la línea de visión con un período de aproximadamente 5 minutos. Los científicos se dieron cuenta gradualmente de que las oscilaciones podrían ser modos globales del Sol y predijeron que los modos formarían crestas claras en espectros de energía bidimensionales. [49] [50] Las crestas se confirmaron posteriormente en observaciones de modos de alto grado a mediados de la década de 1970, [51] [52] y se distinguieron multipletes de modos de diferentes órdenes radiales en observaciones de todo el disco. [12] [53] En un momento similar, Jørgen Christensen-Dalsgaard y Douglas Gough sugirieron el potencial de usar frecuencias modales individuales para inferir la estructura interior del Sol. [54] Calibraron modelos solares contra los datos de bajo grado [55] encontrando dos ajustes igualmente buenos, uno con bajo y una tasa de producción de neutrinos baja correspondiente , el otro con mayor y ; calibraciones de envolvente anteriores contra frecuencias de alto grado [56] [57] prefirieron las últimas, pero los resultados no fueron del todo convincentes. No fue hasta que Tom Duvall y Jack Harvey [13] conectaron los dos conjuntos de datos extremos midiendo modos de grado intermedio para establecer los números cuánticos asociados con las observaciones anteriores que Se estableció el modelo, lo que sugiere en esa etapa inicial que la resolución del problema de los neutrinos debe residir en la física nuclear o de partículas.
Nuevos métodos de inversión desarrollados en la década de 1980, permitiendo a los investigadores inferir los perfiles de velocidad del sonido y, con menor precisión, densidad en la mayor parte del Sol, corroborando la conclusión de que los errores residuales en la inferencia de la estructura solar no son la causa del problema de los neutrinos. . Hacia el final de la década, las observaciones también comenzaron a mostrar que las frecuencias del modo de oscilación varían con el ciclo de actividad magnética del Sol . [58]
Para superar el problema de no poder observar el Sol por la noche, varios grupos habían comenzado a ensamblar redes de telescopios (por ejemplo, la Red de Oscilaciones Solares de Birmingham , o BiSON, [59] [60] y el Grupo de la Red de Oscilación Global [61] ) desde el cual el Sol siempre sería visible para al menos un nodo. Las observaciones largas e ininterrumpidas llevaron el campo a la madurez, y el estado del campo se resumió en un número especial de 1996 de la revista Science . [62] Esto coincidió con el inicio de las operaciones normales del Observatorio Solar y Heliosférico (SoHO), que comenzó a producir datos de alta calidad para heliosismología.
Los años siguientes vieron la resolución del problema de los neutrinos solares y las largas observaciones sísmicas comenzaron a permitir el análisis de múltiples ciclos de actividad solar. [63] El acuerdo entre los modelos solares estándar y las inversiones heliosísmicas [64] fue interrumpido por nuevas mediciones del contenido de elementos pesados de la fotosfera solar basadas en modelos tridimensionales detallados. [65] Aunque los resultados se desplazaron posteriormente hacia los valores tradicionales utilizados en la década de 1990, [66] las nuevas abundancias empeoraron significativamente la concordancia entre los modelos y las inversiones heliosísmicas. [67] La causa de la discrepancia sigue sin resolverse [23] y se conoce como el problema de la abundancia solar .
Las observaciones espaciales realizadas por SoHO han continuado y SoHO se unió en 2010 por el Observatorio de Dinámica Solar (SDO), que también ha estado monitoreando el Sol continuamente desde que comenzaron sus operaciones. Además, las redes terrestres (en particular, BiSON y GONG) continúan funcionando, proporcionando también datos casi continuos desde el suelo.
Ver también
- Ciclo solar de 160 minutos
- Rotación diferencial
- Discosismología
- Onda de magnetogravedad
- Ola Moreton
- Problema de neutrinos solares
- Torre solar (astronomía)
- Rotación estelar
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enlaces externos
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- Miesch, Mark S. (2005). "Dinámica a gran escala de la zona de convección y tacoclina" . Rev. Viviente Sol. Phys . 2 (1): 1. Bibcode : 2005LRSP .... 2 .... 1M . doi : 10.12942 / lrsp-2005-1 .
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