Güneş ne ​​kadar gürültülü olurdu?

Ses uzayda dolaşamaz. Ama yapabilseydi, Güneş ne ​​kadar yüksek olurdu? Ses, Dünyadaki yaşam için tehlikeli midir, yoksa bu mesafeden zar zor duyuyor muyduk?

Güneş son derece gürültülü. Yüzey her metrekareye binlerce ila on binlerce watt ses gücü üretir. Bu, bir rock konserinde hoparlörler aracılığıyla veya bir polis sireninin önündeki güç akışının 10x - 100x gibi bir şey. Bu durumda "hoparlör yüzeyi" dışında, Dünya'nın yüzey alanından yaklaşık 10.000 kat daha büyük olan Güneş'in tüm yüzeyidir.

"Kullanıcı 10094" dediklerine rağmen, aslında Güneş'in "kulağa" nasıl geldiğini biliyoruz - SDO'nun HMI veya SOHO'su MDI veya yer bazlı GONG gözlemevi gibi cihazlar Doppler'ın Güneş'in görünür yüzeyindeki her yerindeki kaymasını ölçüyor ve biz aslında Güneş'in bir bütününde rezonans eden ses dalgalarını (iyi, kızılötesi dalgaları) görebilir! Çok havalı ha? Güneş büyük olduğundan, ses dalgaları çok derin frekanslarda rezonansa girer - tipik rezonans modları 5 dakikalık periyotlara sahiptir ve bunların yaklaşık bir milyonu aynı anda devam eder.

Güneş'teki rezonans modları bir şey tarafından heyecanlanır. Bir şey konvektif türbülans acele muazzam genişbant olduğunu. Isı, konveksiyonla Güneşin yüzeyine taşınır - dış tabakalardan sıcak malzeme yükselir, yüzeye ulaşır, soğur (güneş ışığını yayarak) ve batırır. "Tipik" konveksiyon hücresi, Teksas'ın büyüklüğü hakkındadır ve "granül" olarak adlandırılır çünkü teleskoptan bakıldığında küçük taneler gibi görünürler. Her biri (Texas'ın büyüklüğünü hatırlayın) yükselir, ışığını dağıtır ve beş dakika içinde batar. Bu bir raket heck üretir. Herhangi bir zamanda Güneş'in her tarafında 10 milyondan fazla insan var. Bu ses enerjisinin birçoğu Güneş'e geri yansır, ancak bir kısmı güneş kromosferine ve koronaya yayılır. Henüz hiç kimse, bu ses enerjisinin ne kadarının tükendiğinden emin olamaz, ancak bu büyük olasılıkla, ortalama olarak metrekare başına yaklaşık 30 ila yaklaşık 300 watt arasındadır. Belirsizlik, Güneş'in yüzey dinamikleri aldatıcı olduğu için geliyor. Derin iç kısımda, güneş manyetik alanının fiziği çok fazla etkilemediğini ve hidrodinamik kullandığını ve dışardaki (korona) gazın fiziği çok fazla etkilemiş gibi davrandığını söyleyebiliriz. Görünür yüzeyin üzerindeki sınır katmanlarında, hiçbir yaklaşım da uygulanmaz ve fizik izlenebilir olamayacak kadar zorlaşır (henüz). güneş manyetik alanının fiziği çok fazla etkilemediğini ve hidrodinamiği kullandığını söyleyebiliriz ve dışardaki (korona) gazın kendisini fizikten çok fazla etkilemiş gibi davranabiliriz. Görünür yüzeyin üzerindeki sınır katmanlarında, hiçbir yaklaşım da uygulanmaz ve fizik izlenebilir olamayacak kadar zorlaşır (henüz). güneş manyetik alanının fiziği çok fazla etkilemediğini ve hidrodinamiği kullandığını söyleyebiliriz ve dışardaki (korona) gazın kendisini fizikten çok fazla etkilemiş gibi davranabiliriz. Görünür yüzeyin üzerindeki sınır katmanlarında, hiçbir yaklaşım da uygulanmaz ve fizik izlenebilir olamayacak kadar zorlaşır (henüz).

DBA açısından, eğer tüm bu sızan ses bir şekilde Dünya'ya yayılabiliyorsa, haydi görelim ... Dünya'daki Güneş ışığı mesafe ile yaklaşık 10.000 kat kısaltılmıştır (yani Güneş'in yüzeyinde 10.000 kat daha parlaktır), yani 200 W ise Güneş'teki / m2'lik ses bir şekilde Dünya'ya yayılabilir, yaklaşık 20 mW / m2'lik bir ses yoğunluğuna neden olur. 0dB yaklaşık 1pW / m2, yani 100dB. Dünya'da, ses kaynağından 150.000.000 kilometre uzakta. İyi bir ses, uzayda dolaşmaz, ha?

SOHO / MDI projesindeki iyi insanlar, cihazlarındaki verileri 43.000 kat hızlandırarak rezonans güneş salınımlarının bazı ses dosyalarını yarattı. Bunları buradan, Solar Center web sitesinde duyabilirsiniz . Başka biri de SDO / HMI cihazıyla aynı şeyi yaptı ve SDO'nun ilk ışıklı videolarındaki sesleri üstlendi . Sesin benzeri lastik bantların kıvrılma sesi olan bu seslerin her ikisi de verilerden yoğun bir şekilde süzülür - belirli bir rezonans uzaysal modu (rezonans sesinin şekli) verilerden çıkarılır ve bu nedenle esas olarak o rezonans modunu duyarsınız. . Asıl filtrelenmemiş ses çok daha kakofoniktir ve kulağa bir rezonans sesi gibi daha az ve daha çok gürültü gibi gelir.

Sir Cumference'ın gönderisi çok ilginç bir cevap olsa da, korkarım yanlış. Güneşin yüzeyi net bir şekilde hareket halindedir, ancak güneş ve dünya, ses aktarımına izin verecek bir akışkan ortamda (hava gibi) olduğu yerlerde bile, duyulabilir sesin yayılmasına yol açmaz.

Nedenini açıklamak için, aynı analiz hattını dünya okyanusuna uygulayabiliriz. Yüzey çok hareket eder, bu yüzden ses yayılmalıdır. Ancak, gerçekten yakın olmadıkça ve dalgaları kırmadıkça hiçbir şey duymuyoruz.

Matematiği kaba sayılarla çalıştıralım: Okyanusun yüzey alanı yaklaşık 510 milyon kilometre karedir. . Diyelim ki ortalama dalga yüksekliği 1m ve ortalama dalga frekansı 0,1 Hz'dir (her 10 saniyede 1 dalga). Okyanus küresel bir kaynak olsaydı, bu bir ses gücü yaratırdı ve 1000 km uzaklıktaki ses basıncı 240 dB SPL olurdu. Belli ki durum böyle değil, yoksa hepimiz ölmüş oluruz.$150 \cdot 10^{12} m^2$$5 \cdot 10^{24} W$

Yani neden olmasın? Sesin gerçekten yayması için, yüzey düzgün bir şekilde hareket etmelidir. Havayı yukarı hareket eden her okyanus dalgası için yakınlarda havayı aşağı hareket ettiren bir dalga vardır ve böylece katkılar iptal edilir. Teknik olarak konuşursak, normal yoğunluğu tüm yüzeye entegre ederek gücü hesaplamamız gerekir, yoğunluk eşit miktarda pozitif ve negatif bileşen içerir ve bunların toplamı sıfırdır.

Bu yüzden bir hoparlörü bir kutuya koymanızın aynı nedeni: açık havada, koninin önünden ve koninin arkasından gelen hava hareketi basitçe iptal olur, bu yüzden kutusundan kurtulmak için arkadan ses.

Bu yüzden bence asıl cevap şu: kesinlikle güneşin yüzeyinin farklı yerlerinden gelen ses katkıları birbirini iptal edeceğinden kesinlikle hiçbir şey duymazsınız. Bu mesafe üzerindeki ses radyasyonu ancak güneşin yüzeyi düzgün bir şekilde hareket ederse gerçekleşir, yani bütün güneş genleşir veya büzülür. Bu bir dereceye kadar gerçekleşir, ancak duyulamayan ve ses radyasyonunun çok daha az verimli olduğu çok, çok düşük frekanslarda gerçekleşir.

Farklı olan diğer cevapların yanı sıra, Güneş'in gürültüsü hakkında, gerçekte neye benzediği hakkında bilgi vardır. Bunu, statik ile değişen bir uğultu olarak tarif ederdim.

Bu NASA videosundaki ham sesi dinleyin: NASA Goddard'ın " Güneşin Sesleri " nin "rivayet eden bir versiyonu" " NASA | Sun Sonification (ham ses) " veya Goddard Media Studios'un web sayfasını ziyaret edin: " Güneşin Sesleri ". Makale "ses yüksekliği" hakkında hiçbir şey söylemiyor.

NASA’daki GMS’deki ismiyle aynı isimdeki başka bir web sayfası: “ Güneşin Sesleri ” bazı ek bilgiler sağlar:

“Güneş sessiz değil. Yıldızımızın kalp atışının alçak, nabız atışı, bilim adamlarının içeriden bakmalarına izin vererek, gözlerinin önünde kulaklarının etrafında akan devasa güneş materyali nehirlerini ortaya çıkardı. Güneş ve evrendeki diğer tüm yıldızlar ... Bu parça Güneş'in düşük frekanslı seslerini içeriyor. En iyi dinleme deneyimi için bu hikayeyi kulaklıkla dinle.

...

Bunlar, Solar ve Heliospheric Observatory (SOHO) Michelson Doppler Görüntüleyici (MDI) verilerinin 40 gününden üretilen ve A. Kosovichev tarafından işlenen güneş sesleridir . Bu sesleri üretmek için kullandığı prosedür aşağıdaki gibidir. Güneş diski üzerinden ortalamaya doppler hız verisi ile başladı, böylece sadece düşük açısal dereceli modlar kaldı (l = 0, 1, 2). Daha sonraki işlemler uzay aracı hareket etkilerini, cihaz ayarını ve bazı sahte noktaları kaldırdı. Ardından Kosovichev, temiz ses dalgalarını (ve süpergranülasyon ve enstrümantal gürültüyü değil) seçmek için verileri yaklaşık 3 MHz'de filtreledi. Sonunda, eksik veriler üzerinden enterpolasyon yaptı ve verileri ölçeklendirdi (onu, insanın işitilebilir duyma aralığına (kHz) getirmesi için 42.000'i hızlandırdı). Daha fazla ses dosyası içinStanford Deneysel Fizik Laboratuvarı Güneş Sesleri sayfası. Kredi: A. Kosovichev, Stanford Deneysel Fizik Laboratuvarı. "

Stanford web sitesinde açıklandığı gibi: " Güneş Enerjisi Hızı Değişimleri ", Güneş'in bir yoğunluk grafiğini üretmek için bu sesleri analiz edebildiler. Stanford'un web sitesinde daha fazla bilgi bulabilirsiniz: " Helioseismology "

" Dalgalar
Hem sismoloji hem de helioseismolojideki temel fizik, vücudun (Dünya veya Güneş) iç kısmında heyecanlanan ve bir ortam içinde yayılan dalga hareketleridir. .

Dünya için, genellikle bir (veya birkaç) ajitasyon kaynağımız vardır: deprem (ler).

Güneş için kimse kaynak güneş "sismik" dalgalar üretmez. Gözlemlediğimiz güneş dalgalarına neden olan ajitasyon kaynakları daha geniş konvektif bölgelerdeki süreçlerdir. Tek bir kaynak olmadığı için, kaynakları bir süreklilik olarak ele alabiliriz, bu yüzden çınlayan Güneş, birçok küçük kum taneleri ile sürekli olarak vuran bir çan gibidir.

Güneşin yüzeyinde, dalgalar spektrum çizgilerinin Doppler kayması olarak gözlenen gazların yukarı ve aşağı salınımları şeklinde görünür. Eğer tipik bir görünür güneş spektrum hattının dalga boyu yaklaşık 600 nanometre ve genişliği yaklaşık 10 picometre olduğunu varsayarsa, o zaman saniyede 1 metre olan bir hız çizgiyi yaklaşık 0.002 pikometre arasında kaydırır [ Harvey, 1995, s. 34 ]. Heliozismolojide, bireysel salınım modları saniyede yaklaşık 0.1 metreden daha fazla olmayan genliğe sahiptir. Bu nedenle, gözlemsel amaç, bir spektrum çizgisinin kaymasını, genişliği milyonda bir parçanın doğruluğuna ölçmektir.

Salınım Modları Heliosismologların ölçtüğü veya aradığı
üç farklı dalga türü : akustik, yerçekimi ve yüzey yerçekimi dalgaları. Bu üç dalga , sırasıyla rezonans salınım modları olarak sırasıyla p modları , g modları ve f modları oluşturur, çünkü Güneş rezonans boşluğu görevi görür. Sadece yaklaşık 10 ^ 7 p ve f modu vardır. [Harvey, 1995, s. 33]. Her salınım modu, güneş ışığının farklı kısımlarını örnekliyor. Tespit edilen salınımların spektrumu, yaklaşık 1.5 dakika ila yaklaşık 20 dakika arasında değişen periyotlara sahip olan ve güneş küresinin uzunluğuna kadar birkaç bin kilometreden az olan yatay dalga boylarına sahip modlardan kaynaklanmaktadır [ Gough and Toomre, s. 627, 1991 ].

Aşağıdaki görüntü bilgisayar tarafından, Güneşin iç kısmındaki rezonansa giren bir akustik dalgayı (p modu dalga) temsil etmek için üretildi.

Yukarıdaki şekil Güneş'in titreşimlerinin bir set duran dalgasını göstermektedir. Burada, radyal sıra n = 14, açısal derece l = 20 ve açısal sıra m = 16'dır. Kırmızı ve mavi, karşıt işaretin eleman yer değiştirmelerini gösterir. MDI verilerinden belirlenen bu modun frekansı 2935.88 +/- 0.2 mikroHz'dir.

Helioseismology'deki wikipedia web sayfası şu güç grafiğini sunmaktadır:

Sun'ın p-modlarının bir analizi teklif edildi: " Güneş aktif bölgelerde yüksek dereceli p-mod genlik, genişlik ve enerjinin aktiviteye bağlı varyasyonları " (21 Ocak 2014), RA Maurya, A. Ambastha ve J Chae. 3. bölümde, 3 boyutlu rezonansı genliğe dönüştürmek için bir formül sağlarlar:

...

" 1. Giriş

Fotosferik beş dakikalık salınımlar, muhtemelen ilk önce Leighton ve ark. (1962) , güneşin iç kısmındaki ( Ulrich 1970; Leibacher & Stein 1971 ) hapsolmuş akustik dalgalardan (p-modları) kaynaklanmaktadır ve iyi bilinmektedir ve yoğun olarak çalışılmıştır. P-modlarının enerjisinin konvektif veya ışınımlı akılardan kaynaklandığı düşünülmektedir. P-mode özelliklerinin kesin olarak belirlenmesi, güneş içini araştırmak için güçlü bir araç sağlar. Yüksek dereceli ( > 200) akustik salınımlar, yatay dalga bağlı olarak üst sınır ve alt sınır olarak fotosfer ile küresel bir kabuk içinde dikey olarak tutulur, ve frekansı ( ),$ℓ$$\small{k^2_h = \frac{l(l+1)}{r^2}}$$ω$

$$\frac{l(l+1)}{r^2_t} = \frac{w^2}{c^2_s(r_t)}, \tag{1}$$

burada alt dönüm noktasının derinliğidir. Yüksek dereceli modların yaşam süreleri, Güneş etrafındaki ses seyahat süresinden çok daha kısadır, bu nedenle yerel efektler, bu modlar için daha uzun yatay dalga boylarına ve daha uzun ömürlere sahip düşük dereceli modlardan daha önemlidir. Yüksek dereceli akustik dalgaların küresel modlar olmadığı, yani kendi çevresine müdahale etmek için çevre boyunca seyahat ederken tutarlı kalmadıkları muhtemeldir. Bu nedenle, yerel olarak yatay hareket eden, dikey olarak sıkışmış dalgalar olarak düşünülebilir. Bunlar, fotoferik spektral çizgilerin Doppler kaymalarından çıkan fotoferik hareketler olarak gözlenir.$r_t$

...

3. Analiz teknikleri
3.1. Halka diyagramları ve p-modu parametreleri

Güneş üzerinde seçilen bir alana karşılık gelen p-modu parametrelerini tahmin etmek için, ilgilenilen bölge zaman içinde izlenir. Bu uzamsal-zamansal alan, boyutunda bir dizi (veya veri küpü) ile . Burada, ilk iki boyutu ( ) aktif bölge (AR) boyunca mekansal boyutuna karşılık - ve bölgeli ve meridyensel yönleri temsil eden -axes, ve (üçüncü süresi)$N_x × N_y × N_t$$N_x,N_y$$x$$y$$N_t$$t$dakikalar içinde. Halka diyagramı analizi için kullanılan veri küpleri tipik olarak 1664 dakikalık bir süreye sahiptir ve ilgilenilen yerin etrafında merkezlenmiş 16 ° x 16 ° 'lik bir alanı kaplar. Bu alan seçimi, Güneş'teki uzamsal çözünürlük, derinlik aralığı ve güç spektrumunun uzamsal dalga sayısındaki çözünürlük arasındaki uzlaşmadır. Daha büyük boyut, daha derin alt-fotosferik katmanlara erişime izin verir, ancak daha kaba bir uzamsal çözünürlükle. Öte yandan, daha küçük bir boyut yalnızca daha derin katmanlara erişimi sınırlamakla kalmaz, aynı zamanda halkaların takılmasını daha da zorlaştırır.

İzlenen görüntülerde piksellerin uzamsal koordinatları her zaman tam sayı değildir. Üç boyutlu Fourier dönüşümünü izlenen veri küpüne uygulamak için, izlenen görüntülerin koordinatlarını, sinc interpolasyon yöntemini kullandığımız tamsayı değerlerine enterpolasyon yaptık. Üç boyutlu Fourier veri küpü dönüşümü, yüksek frekansların alt tarafa doğru takılmasından dolayı kenarların yakınındaki halkaları keser. Kesme etkilerinden kaçınmak için, veri küpünü hem uzaysal hem de zamansal boyutlarda değerlendirdik. Mekansal apodizasyon, 16 ° x 16 ° alanını 15 ° yarıçaplı dairesel bir yamaya indirgeyen bir 2D-kosinüs çan yöntemi ile elde edildi ( Corbard ve ark. 2003 ).

Veri küpünde gözlenen fotosferik hız sinyali , konum ( ) ve zamanın ( ) bir fonksiyonudur . Frekans alanındaki hız sinyalinin izin verin; burada, ve , sırasıyla - ve - yönlerinde uzamsal frekanslar ve ω, salınımların açısal frekansıdır. Sonra veri küpü olarak yazılabilir.$v(x,y,t)$$x,y$$t$$f(k_x,k_y,ω)$$k_x$$k_y$$x$$y$$v(x,y,t)$

$$v(x,y,t) = \int \int \int f(k_x,k_y,\omega)e^{i(k_x x + k_y y + \omega t)} dk_x dk_y d\omega.\tag{2}$$

P-modu salınımlarının genliği üç boyutlu Fourier dönüşümü kullanılarak hesaplanır. (2). Güç spektrumu $f(k_x,k_y,ω)$

$$P(k_x,k_y,\omega) = \left | f(k_x,k_y,\omega) \right |^2. \tag{3}$$

5. Özet ve sonuçlar

Halka şeması tekniğini kullanarak, düzlem dalgaları varsayarak, bunların manyetik ve parlama aktiviteleriyle ilişkilerini gösteren, 23 ve 24 nolu güneş çevrimlerinde gözlemlenen birkaç genişleyen ve uyuyan AR ve birleştirilmiş QR örneğinin yüksek dereceli p-mod özelliklerini inceledik. P-mode parametrelerindeki değişiklikler, görev çevrimlerinin, kuvvetlendirme, manyetik ve parlama aktivitelerinin ve ölçüm belirsizliklerinin birleşik etkileridir .

p-mod genliği ( ) ve arkaplan gücünün ( ), disk merkezinden açısal mesafeleri ile azalırken, genişlik yavaşça artar. İzinsiz bırakmanın mod genliği ve genişliği üzerindeki etkileri Howe ve ark.nın raporları ile tutarlıdır . (2004) . modundaki mesafesindeki azalma mesafe ile ortaya çıkmaktadır, çünkü disk merkezinden artan mesafe ile sadece dikey yer değiştirmenin kosinüs bileşenini ölçürüz. Dahası, foresten çıkarma Dopplergramların uzamsal çözünürlüğünde bir azalmaya neden olur, çünkü uzuvya giderek daha fazla yaklaşırız. Bu, Güneşte belirlenen uzamsal noktayı orta-uzuv yönünde azaltır ve bu nedenle sistematik gözlemsel hatalara yol açar.$A$$b_0$$A$

P modu parametrelerindeki en büyük ikinci etki, görev döngüsünden kaynaklanır. Mod genliği, artan görev döngüsü ile artar, mod genişliği ve arka plan gücü ise tersi bir eğilim gösterir. Daha önce küresel p-modu genliği ve genişliği için benzer sonuçlar rapor edildi, örneğin Komm ve ark. (2000a) . Bu yazarlar, modların genişliğindeki en yüksek artışı ve değerleri düşük olduğunda iş çevrimiyle birlikte genlikte bir azalma olduğunu bildirdi. Mod parametrelerindeki bu değişiklik, veri küplerindeki sinyal örneklerindeki artıştan kaynaklanıyor olabilir. Ancak, beş dakikalık ve daha yüksek frekanslı bantlardaki birkaç mod için, mod genliklerinin görev döngüsü ile önemli ölçüde artmadığını bulduk. Görev döngüsünün etkisi artan harmonik dereceyle azalır$ℓ$. Mod parametrelerinin manyetik ve parlama aktiviteleri ile ilişkisini incelemek için, tüm AR'lerin ve QR'lerin mod parametrelerini foreshoringing için düzelttik. ... ".

Kesin ses yüksekliği , yukarıda hesaplandığı gibi, nerede ve ne zaman ölçeceğinizin bir fonksiyonudur.

Wikipedia web sayfaları: Chladni figürleri (düz), mekanik rezonans ve Helmholtz rezonansı (hava dolu alan) hesaplamaların zorluğu ve karmaşıklığı hakkında bazı bilgiler sunar. Bildiri: " Asteroseismoloji Üzerine Bir İnceleme " (7 Kasım 2017), Maria Pia Di Mauro tarafından yıldızın içinde seyahat eden durgun dalgaları tartışır ve rezonant modlara neden olur.