Heliosismología

La heliosismología es una  rama de la astronomía que estudia la estructura interna y la cinemática del Sol mediante la propagación de ondas sísmicas, en particular acústicas ( ondas p ) y ondas gravitacionales superficiales (ondas f). [1] [2] Esta sección se desarrolló en la línea de la geosismología (originalmente llamada sismología ), y surgió también la astrosismología , [3] en la que se estudiaban las ondas sísmicas con el fin de obtener información sobre la estructura interna de otras estrellas. Dado que el Sol exhibe las propiedades de un cuerpo líquido, en una primera aproximación, las ondas de corte (ondas s ) similares a las ondas sísmicas en la Tierra no pueden existir en él. Una excepción son las ondas magnetoacústicas, que aparentemente se manifiestan principalmente en la atmósfera. [4] Las ondas heliosísmicas son generadas por la turbulencia en la zona convectiva justo debajo de la superficie del Sol. [5] Ciertas frecuencias son amplificadas por la interferencia, lo que resulta en resonancias. Las ondas de resonancia se reflejan cerca de la fotosfera (la superficie visible del Sol), donde se pueden observar. Las fluctuaciones se notan en casi cualquier serie de imágenes del Sol, pero se manifiestan mejor como un desplazamiento Doppler de las líneas de absorción en la atmósfera. Los detalles de la propagación de las ondas sísmicas en el Sol, obtenidos a partir de frecuencias resonantes, ayudan a revelar la estructura interna del Sol, lo que permite a los astrofísicos desarrollar modelos muy detallados de estratificación hidrostática [6] y velocidad angular interna. [7] [8] Esto hizo posible estimar el momento cuadripolar, [7] , y los momentos de órdenes superiores [9] del potencial gravitacional externo del Sol. Tal estimación es más precisa y confiable que un intento de obtener estos parámetros a partir del achatamiento del disco visible. [10] [11] Junto con las mediciones de la órbita de Mercurio y la nave espacial, los resultados anteriores son consistentes con las conclusiones de la teoría general de la relatividad . [12]

La heliosismología ayudó a descartar la posibilidad de que el problema de los neutrinos solares fuera el resultado de un modelo estático incorrecto del interior del Sol. [13] [14] [15] Las características identificadas por la heliosismología incluyen una diferencia en la rotación de la zona convectiva exterior y la zona de transporte radiativo interior, que algunos científicos creen que crea un campo magnético al menos en las capas exteriores de la Sol usando un mecanismo de dínamo . [16] [17] La ​​velocidad angular en la zona convectiva disminuye desde el ecuador hacia los polos, cambiando ligeramente con la profundidad. La zona de transferencia radiativa gira casi uniformemente. Las dos áreas están separadas por una capa ( tacoclina ) [18] [19] demasiado delgada para ser resuelta solo por análisis sismológico. En la zona convectiva, hay chorros de plasma a miles de kilómetros por debajo de la superficie. [20] Las corrientes en chorro forman un amplio frente en el ecuador, rompiéndose en ciclones más pequeños en latitudes altas. Las oscilaciones son cambios en la rotación diferencial a lo largo del tiempo. Son bandas alternas de rotación rápida y lenta. Dado que no existe una justificación teórica generalmente aceptada para este fenómeno, está estrechamente relacionado con el ciclo de actividad solar , ya que tiene un período de 11 años; la primera vez que se observó el fenómeno fue en 1980. [21]

La heliosismología se puede utilizar para obtener información sobre el lado más alejado del Sol desde la Tierra, [22] incluidas las manchas solares . En términos simples, las manchas solares absorben y desvían las ondas heliosísmicas, lo que afecta el momento en que ingresan a la fotosfera. [23] Para el pronóstico del clima espacial, se han obtenido imágenes sísmicas de la parte central de la cara oculta del Sol casi continuamente desde 2000 en el análisis de datos del observatorio SOHO , y desde 2001, una imagen completa de la cara oculta del Sol. el Sol se ha obtenido a partir de los mismos datos.

Tipos de oscilaciones en el Sol

Las fluctuaciones separadas en el Sol se desvanecen; en ausencia de un efecto de apoyo constante, desaparecen en pocos días. La interferencia resonante entre las ondas que se propagan crea ondas estacionarias globales conocidas como modos normales . El análisis de estos modos es el tema de la heliosismología global.

Los modos de oscilación solar se dividen en tres categorías principales según su principal fuerza restauradora: la presión prevalece en los modos p, la flotabilidad domina en las oscilaciones gravitacionales, tanto internas (modos g) como superficiales (modos f):

• la dinámica de los modos p está determinada por el cambio en la velocidad del sonido dentro del Sol. Las oscilaciones con amplitudes suficientemente grandes para ser detectadas tienen frecuencias de 1 a 5 mHz, con oscilaciones especialmente fuertes en el rango de frecuencia de 2 a 4 mHz, llamadas "oscilaciones de 5 minutos" (un ciclo de 5 minutos corresponde a 1/300 ciclo por minuto, es decir, 3,33 MHz). En la superficie del Sol, las ondas p individuales tienen amplitudes de velocidad de unos 10 cm/s, lo que sugiere una amplitud de desplazamiento de varios metros y fluctuaciones de intensidad de varias millonésimas; tales ondas se pueden detectar analizando el desplazamiento Doppler o estudiando la intensidad de las líneas espectrales. Utilizando los instrumentos GONG y MDI ( Michelson Doppler Imager ) , se detectaron miles de ondas p con valores l altos y medios (ver  más abajo ) a bordo de la nave espacial SOHO , y las ondas con valores l inferiores a 200 están claramente separadas . [24] Los modos con potencias muy pequeñas se observan con más éxito cuando se suma la radiación sobre la imagen completa del Sol, tanto usando observatorios terrestres como BiSON [25] distribuidos sobre la superficie de la Tierra para obtener imágenes continuas, como usando observatorios basados ​​en el espacio. (el instrumento GOLF en el observatorio espacial SOHO). [26]

• Los modos g son ondas de gravedad internas estacionarias cuya fuerza restauradora se basa en la flotabilidad negativa de la materia desplazada verticalmente. Tienen una frecuencia relativamente baja (0-0,4 MHz). Estas ondas están asociadas con la región interior del Sol bajo la zona convectiva (70% interior del radio) o con la atmósfera. Dado que tales ondas no pueden propagarse a través de regiones inestables por convección (en las que el gradiente de temperatura excede el gradiente adiabático, la flotabilidad es positiva y la fuerza que actúa sobre el elemento de materia desplazado no se restaura), prácticamente no se observan en la superficie. los modos g se denominan ondas evanescentes en la zona convectiva; se cree que la amplitud de la velocidad residual es de solo unos pocos milímetros por segundo en la fotosfera. [27] Desde la década de 1980, ha habido varias afirmaciones de detección de ondas g; en 2007, se hizo tal afirmación con base en los resultados de un análisis de datos obtenidos con la herramienta GOLF. [28] En la conferencia GONG2008/SOHO XXI , el  grupo Phoebus anunció que estos descubrimientos no se podían confirmar, se indicó un límite superior para amplitudes de onda g de 3 mm/s, que corresponde al límite de detección del instrumento GOLF. Este equipo de científicos publicó recientemente (2009) una revisión del conocimiento actual sobre las oscilaciones del modo g. [29]
• los modos f son ondas gravitacionales; excepto para los modos del grado más bajo l, están asociados con capas del Sol cercanas a la superficie, penetran a una profundidad del orden de R/l (R es el radio del Sol ) bajo la fotosfera. Las frecuencias de los modos f de alto grado están determinadas principalmente por la gravedad en la superficie y la longitud de onda horizontal y dependen muy poco de la estructura del Sol. En la Tierra, los análogos de tales ondas son las ondas de Stokes , en el caso límite de valores altos de l satisfacen la misma relación de dispersión. Las desviaciones de esta relación límite proporcionan información sobre la distribución de la densidad en las capas superficiales del Sol. [30] Los desplazamientos Doppler debidos a la advección han sido medidos con el instrumento MDI, proporcionando restricciones sobre las corrientes horizontales debajo de la superficie del Sol. [31]

Análisis de datos de oscilación

Las ondas heliosísmicas tienen amplitudes muy pequeñas y pueden describirse como una superposición de soluciones a ecuaciones de ondas linealizadas. Dado que el Sol es casi esférico, la estructura espacial de estas ondas se puede representar en un sistema de coordenadas esféricas como un producto de armónicos de superficie ortonormales en coordenadas y una función de amplitud que depende de . Usualmente, como funciones base para armónicos esféricos, se considera el producto de exp(i ) y las funciones de Legendre asociadas de orden coseno grado y (acimut) . En general, la estructura de fondo apenas cambia durante un período de oscilaciones, por lo que el cambio en el tiempo puede considerarse una función sinusoidal multiplicativa de , cuyas frecuencias son una secuencia de valores propios de la función de onda y se denotan con el número ordinal . El grado es el número total de círculos nodales en la superficie de constante , el orden azimutal es el número de círculos nodales completos que se cruzan con el ecuador; el orden para los modos f es cero, para los modos p/g se cuenta hacia arriba o hacia abajo según el número de nodos radiales de la función propia; la frecuencia es una función estrictamente creciente a constante y . Un ejemplo de tal moda se da en la parte superior derecha de este artículo.

En los datos obtenidos de la serie temporal de los espectros del Sol, las fluctuaciones se superponen entre sí. Se han descubierto miles de modos (y se estima que el número total es de millones). Las técnicas de análisis de Fourier se utilizan para obtener información sobre modos individuales . La idea principal es que una función acotada en una región acotada se puede representar como una suma ponderada de funciones armónicas ortogonales (funciones base), que son funciones periódicas en una dimensión (seno y coseno de diferentes frecuencias). Para determinar la contribución (amplitud) de cada función base a la transformada de Fourier se aplica : en esencia, se determina la proyección (producto escalar de funciones) sobre las funciones base sobre un área dada; en la práctica se utiliza un método más complejo y rápido en comparación con la expresión explícita de las proyecciones.

Si el Sol fuera esféricamente simétrico, entonces las frecuencias naturales serían degeneradas con respecto a , ya que todos los sistemas considerados de coordenadas polares esféricas serían indistinguibles. La rotación del Sol crea un engrosamiento en el ecuador que, junto con otras perturbaciones no esféricas (como las manchas solares), rompe la simetría. En general, las frecuencias de las oscilaciones estelares dependen de los tres números cuánticos , y . Es conveniente separar las frecuencias en forma de frecuencias multipletes , ponderadas por , correspondientes a la estructura esféricamente simétrica de la estrella, y considerar las cantidades determinadas por la no esfericidad.

El análisis de los datos de vibración tiene como objetivo separar componentes con diferentes frecuencias. En el caso del Sol, se pueden observar oscilaciones en función de la posición de un punto en el disco y del tiempo. La proyección sobre las funciones propias espaciales ayuda a separar y , aunque el resultado contiene contribuciones de muchos otros armónicos, ya que en la práctica solo se puede medir de manera efectiva un tercio de la superficie total del Sol. El promedio sobre la superficie de una estrella, que se produce al observar las oscilaciones de otras estrellas, es similar a la observación del disco solar completo con los instrumentos BiSON y GOLF. Después de la proyección, se realiza la transformada de Fourier en el tiempo, después de lo cual, con una resolución adecuada, se pueden determinar las frecuencias de los modos individuales.

Tenga en cuenta que los datos de oscilación son conjuntos discretos en el espacio y el tiempo, y están sujetos a errores de observación. Al realizar transformaciones, se utiliza la interpolación, que también introduce errores adicionales.

Esta discusión está tomada de las notas de clase de Jørgen Christensen-Dalsgaard sobre  vibraciones estelares. [33]

Inversión

La información sobre las ondas heliosísmicas obtenida de la transformación de los datos de oscilación se puede utilizar para obtener información sobre parámetros tales como la velocidad del sonido dentro del Sol, la rotación diferencial interna. Las ecuaciones y las relaciones analíticas se derivan de tal manera que se correlacionen los parámetros de interés con los datos de observación. Los métodos numéricos utilizados son tales que permiten obtener la máxima información sobre las características internas del Sol con el mínimo error posible. Este proceso se llama inversión heliosísmica.

Como  ejemplo, la división de la frecuencia de oscilación se puede relacionar con la integral con la velocidad angular dentro del Sol. [33]

Estructura interna

Las observaciones heliosísmicas revelan una región interna de rotación uniforme y una capa del Sol que rota de manera diferencial, que corresponden aproximadamente a la zona de transporte radiativo y la zona convectiva. [16] Ver diagrama a la derecha. La capa de transición se llama tacoclina .

Datación heliosísmica

La edad del Sol se puede estimar estudiando la actividad heliosísmica, [34] [35] [36] [37] ya que la propagación de las ondas acústicas en el interior del Sol depende de la composición del Sol, en particular de la cantidad de helio. e hidrógeno en el núcleo. Dado que el Sol convierte el hidrógeno en helio durante su vida, la cantidad actual de helio en el núcleo se puede utilizar para determinar la edad del Sol utilizando modelos numéricos de evolución estelar aplicados al Sol ( modelo solar estándar ). Este método confirma las estimaciones de la edad del sistema solar obtenidas a partir de la datación radiométrica de meteoritos. [38]

Heliosismología local

El objetivo de la heliosismología local [39] es interpretar el campo de onda total observado en la superficie, y no solo las frecuencias de modo. La heliosismología global estudia las ondas estacionarias en todo el Sol, mientras que la heliosismología local estudia la propagación de las ondas en partes individuales del Sol. Se están investigando varios fenómenos diferentes en el Sol, incluidas las manchas solares , los flóculos , la supergranulación , la convección de células gigantes, la evolución de las regiones magnéticas activas, la circulación meridional y la rotación del Sol. [40] La heliosismología local proporciona una imagen tridimensional de la región interna del Sol, que es importante para comprender las corrientes a gran escala, las estructuras magnéticas y sus interacciones dentro del Sol.

Hay una serie de métodos utilizados en esta área, incluidos los siguientes.

• El método espectral de Fourier-Hankel (utilizado por primera vez en esta área por Brown y Duvall [41]) se utilizó originalmente para determinar la absorción de ondas por las manchas solares.
• El análisis de diagramas circulares propuesto por F. Hill [42] ) se utiliza para obtener la velocidad y dirección de las corrientes horizontales bajo la superficie del Sol al observar el desplazamiento Doppler de las ondas acústicas en el espectro de potencia de las oscilaciones solares, calculado en un número de áreas de la superficie solar (normalmente 15° × 15°) . Este método es una generalización de la heliosismología global aplicada a regiones individuales del Sol. Por ejemplo, uno puede comparar la velocidad del sonido y el exponente adiabático en regiones magnéticamente activas e inactivas. [43]
• La heliosismología espaciotemporal (propuesta por Duval et al. [44] ) tiene como objetivo medir e interpretar el tiempo de tránsito de las ondas solares entre dos puntos en la superficie del Sol. Las anomalías en el tiempo de tránsito atestiguan la naturaleza sísmica de las faltas de homogeneidad cerca del haz que conecta estos puntos.

Es necesario resolver el problema inverso para determinar la estructura local y la dinámica de la región interior del Sol. [45]

• La holografía heliosísmica, considerada en detalle por Lindsey y Brown con el fin de obtener imágenes del lado oculto del Sol, [22] es una variante especial de la holografía sensible a la fase. La idea es utilizar el campo de ondas del disco visible para estudiar regiones activas en el lado opuesto del Sol. La idea básica detrás de la holografía heliosísmica es que el campo de ondas observado (por ejemplo, el desplazamiento Doppler observado en la superficie del Sol) se puede utilizar para estimar el campo de ondas en cualquier lugar del interior del Sol en cualquier momento. En este sentido, la holografía es similar al método de migración sísmica desarrollado en geofísica. El método de la holografía permite obtener una imagen sísmica de las erupciones solares. [46] La holografía acústica aplicada a los datos MDI ayuda a detectar fuentes y desapariciones de ondas acústicas en el Sol. Brown y Fan [47] encontraron una región con baja emisión acústica en la banda de frecuencia de 3–4 mHz que se extiende más allá de las manchas solares hacia la región del Sol en calma. Brown y Lindsey [48] encontraron radiación de alta frecuencia ('aurora acústica') alrededor de regiones activas.
• modelado directo. [49] La idea es estimar los flujos subterráneos a partir de la inversión de las correlaciones de frecuencia y número de onda observadas en el campo de onda. Woodord [49] da una demostración práctica de la posibilidad de este método para detectar flujos cerca de la superficie a partir de datos de ondas f en el espectro.

Esta sección se basa en material de Laurent Gizon y Aaron C. Birch, "Local Heliosismology", Living Rev. Física solar. 2, (2005), 6.

Notas

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Enlaces

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• Los científicos emiten un pronóstico sin precedentes del próximo ciclo de manchas solares Archivado el 24 de marzo de 2021 en el comunicado de prensa de la Fundación Nacional de Ciencias Wayback Machine , 6 de marzo de 2006
• Mark S. Miesch, "Dinámica a gran escala de la zona de convección y la tacoclina", Living Rev. Física solar. 2 (2005) 1, URL: http://www.livingreviews.org/lrsp-2005-6 doi: 10.12942/lrsp-2005-1
• Imágenes del Sol del lado lejano y del lado de la Tierra Archivadas el 18 de marzo de 2021 en Wayback Machine .
• Living Reviews in Solar Physics Archivado el 29 de septiembre de 2010 en Wayback Machine .
• Heliosismología y asterosismología Archivado el 3 de febrero de 2017 en Wayback Machine .

Sol
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