Введение

Гелиосейсмология, термин, предложенный Дугласом Гофом, – это изучение структуры и динамики Солнца посредством анализа его колебаний. Эти колебания в основном вызываются звуковыми волнами, которые непрерывно генерируются и гасятся конвекцией вблизи поверхности Солнца. Это аналогично геосейсмологии или астеросейсмологии (также предложенные Гоуфом), которые соответственно изучают Землю или звезды по их колебаниям. Хотя колебания Солнца были впервые обнаружены в начале 1960-х годов, лишь в середине 1970-х годов стало ясно, что эти колебания распространяются по всему Солнцу и позволяют ученым изучать его глубокие внутренние области. Современная область гелиосейсмологии разделена на глобальную гелиосейсмологию, которая изучает непосредственно резонансные моды Солнца, и локальную гелиосейсмологию, которая изучает распространение волновых компонент вблизи поверхности Солнца. Гелиосейсмология внесла вклад в ряд важных научных открытий. Наиболее значимым стало доказательство того, что предсказанный поток солнечных нейтрино не может быть вызван недостатками в звездных моделях, а является проблемой физики частиц. Так называемая проблема солнечных нейтрино была окончательно решена благодаря открытию нейтринных осцилляций. Экспериментальное обнаружение нейтринных осцилляций было отмечено Нобелевской премией по физике в 2015 году. Гелиосейсмология также позволила точно измерить квадрупольные (и более высокие) моменты гравитационного потенциала Солнца, которые согласуются с общей теорией относительности. Первые гелиосейсмические расчеты профиля внутреннего вращения Солнца показали грубое разделение на жестко вращающееся ядро и оболочку с дифференциальным вращением. Пограничный слой, известный как тахоклин, считается ключевым компонентом солнечного динамо. Хотя он приблизительно совпадает с основанием зоны солнечной конвекции, также определенной с помощью гелиосейсмологии, он концептуально отличается, представляя собой пограничный слой, в котором существует меридиональный поток, связанный с зоной конвекции и обусловленный взаимодействием между бароклинностью и напряжениями Максвелла. Гелиосейсмология выигрывает от непрерывного мониторинга Солнца, который начался с непрерывных наблюдений из района Южного полюса в течение австрального лета. Кроме того, наблюдения за несколько солнечных циклов позволили гелиосейсмологам изучать изменения в структуре Солнца на протяжении десятилетий. Эти исследования стали возможными благодаря глобальным сетям телескопов, таким как Группа глобальных колебательных сетей (GONG) и Бирмингемская сеть солнечных колебаний (BiSON), которые функционируют уже несколько десятилетий.

Режимы давления (режимы p)

Напряженные моды – это, по сути, стоячие звуковые волны. Доминирующей восстанавливающей силой является давление (а не выталкивающая сила), отсюда и название. Все солнечные колебания, используемые для выводов о внутреннем строении, являются p-модами, с частотами от 1 до 5 миллигерц и угловыми степенями от нуля (чисто радиальное движение) до порядка. В общем случае, их плотности энергии изменяются с радиусом обратно пропорционально скорости звука, поэтому их резонансные частоты в основном определяются внешними областями Солнца. Следовательно, на основе этих мод сложно сделать выводы о структуре солнечного ядра.

Режимы поверхностной гравитации (режимы f)

Поверхностные гравитационные волны аналогичны волнам в глубокой воде, обладая свойством, при котором лагранжево возмущение давления практически равно нулю. Они имеют высокую степень и проникают на характерное расстояние, равное радиусу Солнца. С хорошей точностью они подчиняются так называемому закону дисперсии волн глубокой воды: , независимо от стратификации Солнца, где – угловая частота, – поверхностная гравитация, а – горизонтальное волновое число, и асимптотически стремятся к этому соотношению при .

Что может открыть сейсмология

Колебания, успешно используемые в сейсмологии, по сути, являются адиабатическими. Их динамика, следовательно, определяется действием сил давления (плюс предполагаемых напряжений Максвелла) на вещество с плотностью инерции, которая сама зависит от соотношения между ними при адиабатическом изменении, обычно выражаемого через (первый) адиабатический показатель. Равновесные значения переменных и (вместе с динамически малой угловой скоростью и магнитным полем) связаны условием гидростатического равновесия, которое зависит от общей массы и радиуса Солнца. Очевидно, частоты колебаний зависят только от сейсмических переменных , , и , или любого независимого набора функций, заданных через них. Следовательно, информацию можно получить непосредственно только об этих переменных. Квадрат адиабатической скорости звука, , является общепринятой функцией, поскольку именно от этой величины в основном зависит распространение акустических волн. Свойства других, не сейсмических величин, таких как содержание гелия, , или возраст на главной последовательности , могут быть определены только при добавлении дополнительных предположений, что увеличивает неопределенность результата.

Глобальная гелиосейсмология

Главным инструментом для анализа исходных сейсмических данных является преобразование Фурье. С хорошим приближением каждый мод можно рассматривать как затухающий гармонический осциллятор, для которого зависимость мощности от частоты описывается лоренцевой функцией. Пространственно разрешенные данные обычно проецируются на нужные сферические гармоники для получения временных рядов, которые затем подвергаются преобразованию Фурье. Гелиосейсмологи обычно объединяют полученные одномерные спектры мощности в двухмерный спектр. В области низких частот колебаниям подвержены главным образом вариации, вызванные грануляцией. Эту составляющую необходимо сначала отфильтровать до (или одновременно с) анализом модов. Гранулярные потоки на поверхности Солнца преимущественно горизонтальные, направленные от центров восходящих гранул к узким нисходящим потокам между ними. По сравнению с колебаниями, грануляция создает более сильный сигнал по интенсивности, чем по скорости в направлении линии визирования, поэтому для гелиосейсмических обсерваторий предпочтительна последняя.

Местная гелиосейсмология

Местная гелиосейсмология — термин, предложенный Чарльзом Линдси, Дагом Брауном и Стюартом Джеффрисом в 1993 году — использует несколько различных методов анализа для получения выводов из наблюдательных данных. Анализ кольцевых диаграмм, впервые представленный Фрэнком Хиллом, позволяет определять скорость и направление горизонтальных потоков под поверхностью Солнца, наблюдая доплеровские сдвиги окружающих акустических волн в спектрах мощности солнечных осцилляций, вычисленных на участках солнечной поверхности (обычно 15° × 15°). Таким образом, анализ кольцевых диаграмм является обобщением глобальной гелиосейсмологии, применяемым к локальным областям на Солнце (в отличие от полусферы Солнца). Например, можно сравнивать скорость звука и адиабатический индекс в магнитно активных и неактивных (тихих) областях. Гелиосейсмология временных расстояний направлена на измерение и интерпретацию времени прохождения солнечных волн между любыми двумя точками на солнечной поверхности. Неоднородности вблизи траектории волны, соединяющей эти две точки, влияют на время прохождения между ними. Затем необходимо решить обратную задачу для определения локальной структуры и динамики недр Солнца. Гелиосейсмическая голография, подробно описанная Чарльзом Линдси и Дагом Брауном для целей визуализации дальней (магнитной) стороны, является частным случаем фазочувствительной голографии. Идея заключается в использовании волнового поля на видимом диске для изучения активных областей на обратной стороне Солнца. Основная идея гелиосейсмической голографии состоит в том, что волновое поле, например, радиальная скорость Доплера, наблюдаемая на солнечной поверхности, может быть использована для оценки волнового поля в любой точке внутри Солнца в любой момент времени. В этом смысле голография во многом похожа на сейсмическую миграцию — метод в геофизике, который применяется с 1940-х годов. В качестве другого примера, этот метод был использован для получения сейсмического изображения солнечной вспышки. В прямом моделировании идея заключается в оценке подповерхностных потоков путем прямой инверсии корреляций частоты и волнового числа, наблюдаемых в волновом поле в пространстве Фурье. Вудард продемонстрировал способность этого метода восстанавливать потоки вблизи поверхности в f-модах.

Введение

Режимы колебаний Солнца представляют собой дискретный набор наблюдений, чувствительных к его непрерывной структуре. Это позволяет ученым формулировать обратные задачи для изучения внутренней структуры и динамики Солнца. Если известна эталонная модель Солнца, то разницы между частотами его мод и наблюдаемыми частотами Солнца, при условии их малости, являются средневзвешенными величинами, отражающими разницу между структурой Солнца и структурой эталонной модели. Эти разницы частот могут быть использованы для определения структурных различий. Функции, определяющие веса в этих средних, называются ядрами.

Структура

Первые инверсии структуры Солнца были выполнены с использованием закона Дюваля, а затем – с использованием закона Дюваля, линеаризованного относительно эталонной солнечной модели. Эти результаты впоследствии были дополнены анализом, который линеаризует полный набор уравнений, описывающих звездные колебания, относительно теоретической эталонной модели, и в настоящее время является стандартным методом инверсии частотных данных. Инверсии выявили различия в солнечных моделях, которые значительно уменьшились благодаря учету гравитационного разделения: постепенного перемещения более тяжелых элементов к центру Солнца (и более легких элементов к поверхности для их замещения).

Геосейсмология

Гелиосейсмология зародилась по аналогии с геосейсмологией, однако между ними существуют несколько важных различий. Во-первых, у Солнца отсутствует твердая поверхность, и поэтому оно не может поддерживать поперечные волны. С точки зрения анализа данных, глобальная гелиосейсмология отличается от геосейсмологии тем, что изучает только нормальные моды. Таким образом, локальная гелиосейсмология в некотором смысле ближе к геосейсмологии, поскольку исследует полное волновое поле.

Астеросейсмология

Поскольку Солнце является звездой, гелиосейсмология тесно связана с изучением колебаний в других звездах, известным как астеросейсмология. Гелиосейсмология наиболее тесно связана с изучением звезд, колебания которых также возбуждаются и гасятся их внешними конвекционными зонами, известными как звёзды солнечного типа, но базовая теория в целом одинакова для других классов переменных звёзд. Главное отличие заключается в том, что колебания в далёких звёзд не удаётся разрешить. Поскольку более яркие и тёмные секторы сферической гармоники компенсируют друг друга, это ограничивает астеросейсмологию практически полным изучением мод низкой степени (угловой степени). Это значительно усложняет инверсию, но верхние границы всё ещё можно получить, делая более строгие предположения.

История

Солнечные колебания впервые были зарегистрированы в начале 1960-х годов как квазипериодические изменения интенсивности и радиальной скорости с периодом около 5 минут. Ученые постепенно осознали, что эти колебания могут быть глобальными модами Солнца, и предсказали, что моды сформируют отчетливые гребни на двухмерных спектрах мощности. Впоследствии эти гребни были подтверждены в наблюдениях мод высокой степени в середине 1970-х годов, а мультиплеты мод различных радиальных порядков были идентифицированы в наблюдениях всего диска. Примерно в то же время Йорген Кристенсен Дальсгаард и Дуглас Гоф предложили использовать индивидуальные частоты мод для определения внутренней структуры Солнца. Они откалибровали солнечные модели по данным о модах низкой степени, получив два равноценных соответствия: одно с низкой и соответствующим низким потоком нейтрино, а другое – с более высокой и более ранней калибровкой по частотам высокой степени, которая была предпочтительнее, но результаты не были полностью убедительными. Лишь когда Том Дювалл и Джек Харви

Чтобы решить проблему невозможности наблюдения Солнца ночью, несколько групп начали создавать сети телескопов (например, Бирмингемская сеть солнечных колебаний, или BiSON, и Глобальная сеть колебаний – GONG), из которых Солнце всегда было видно хотя бы с одного узла. Длительные, непрерывные наблюдения привели эту область к зрелости, и состояние области было обобщено в специальном выпуске журнала Science за 1996 год. Это совпало с началом регулярной работы Солнечной и гелиосферной обсерватории (SOHO), которая начала предоставлять высококачественные данные для гелиосейсмологии. В последующие годы была решена проблема солнечных нейтрино, а длительные сейсмические наблюдения позволили анализировать несколько циклов солнечной активности. Согласие между стандартными солнечными моделями и гелиосейсмическими инверсиями было нарушено новыми измерениями содержания тяжелых элементов в солнечной фотосфере, основанными на детальных трехмерных моделях. Хотя результаты позже вернулись к традиционным значениям, использовавшимся в 1990-х годах, новые значения значительно ухудшили соответствие между моделями и гелиосейсмическими инверсиями. Причина расхождения остается нерешенной и известна как проблема солнечных обилий. Космические наблюдения SOHO продолжаются, и в 2010 году к SOHO присоединилась Обсерватория солнечной динамики (SDO), которая также непрерывно наблюдает Солнце с момента начала своей работы. Кроме того, наземные сети (в частности, BiSON и GONG) продолжают функционировать, обеспечивая почти непрерывные данные и с Земли.