Heliosismología

Terremoto solar

La heliosismología , término acuñado por Douglas Gough , es el estudio de la estructura y dinámica del Sol a través de sus oscilaciones. Estas son causadas principalmente por ondas sonoras que son impulsadas y amortiguadas continuamente por la convección cerca de la superficie del Sol. Es similar a la geosismología o asterosismología (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 década de 1970 que se comprendió 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 los modos resonantes del Sol directamente, ^[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 demostrar que la anomalía en el flujo de neutrinos predicho del Sol no podía ser causada por fallas en los modelos estelares y, en cambio, debía 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 con el Premio Nobel de Física de 2015. ^[6] La heliosismología también permitió mediciones precisas de los momentos cuadrupolares (y de orden superior) del potencial gravitatorio del Sol, ^{[7] [8] [9]} 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 ^[10] y se cree que es un componente clave para el dinamo solar . ^[11] Aunque coincide aproximadamente con la base de la zona de convección solar (también inferida a través de la heliosismología), es conceptualmente distinta, ya que es 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 las tensiones de Maxwell. ^[12]

La heliosismología se beneficia sobre todo del seguimiento continuo del Sol, que comenzó primero con observaciones ininterrumpidas desde cerca del Polo Sur durante el verano austral. ^{[13] [14]} Además, las observaciones a lo largo de múltiples ciclos solares han permitido a los heliosismólogos estudiar los cambios en la estructura del Sol a lo largo de décadas. Estos estudios son posibles gracias a redes de telescopios globales como el Global Oscillations Network Group (GONG) y la Birmingham Solar Oscillations Network (BiSON), que han estado en funcionamiento durante varias décadas.

Tipos de oscilación solar

Ilustración de un modo de presión solar (modo p) con orden radial n=14, grado angular l=20 y orden azimutal m=16. La superficie muestra el armónico esférico correspondiente. El interior muestra el desplazamiento radial calculado utilizando un modelo solar estándar. ^[15] Nótese que el aumento en la velocidad del sonido a medida que las ondas se acercan al centro del Sol provoca un aumento correspondiente en la longitud de onda acústica.

Los modos de oscilación solar se interpretan como vibraciones resonantes de un fluido autogravitante de simetría esférica aproximada en equilibrio hidrostático. Cada modo puede entonces representarse aproximadamente como el producto de una función del radio y un armónico esférico y, en consecuencia, puede caracterizarse mediante los tres números cuánticos que etiquetan: ${\displaystyle r}$ ${\displaystyle Y_{l}^{m}(\theta ,\phi )}$

• el número de capas nodales en el radio, conocido como orden radial ; ${\displaystyle n}$
• el número total de círculos nodales en cada capa esférica, conocido como grado angular ; y ${\displaystyle \ell }$
• el número de aquellos círculos nodales que son longitudinales, conocido como orden azimutal . ${\displaystyle m}$

Se puede demostrar que las oscilaciones se dividen en dos categorías: oscilaciones interiores y una categoría especial de oscilaciones superficiales. Más concretamente, son:

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 de entre aproximadamente 1 y 5 milihertz y grados angulares que van desde cero (movimiento puramente radial) hasta el orden de 0. En términos generales, sus densidades de energía varían con el radio de manera inversamente proporcional a la velocidad del sonido, por lo que sus frecuencias de resonancia están determinadas predominantemente por las regiones externas del Sol. En consecuencia, es difícil inferir a partir de ellas la estructura del núcleo solar. ${\displaystyle 10^{3}}$

Diagrama de propagación de un modelo solar estándar ^[16] que muestra dónde las oscilaciones tienen un carácter de modo g (azul) o dónde los modos dipolares tienen un carácter de modo p (naranja). La línea discontinua muestra la frecuencia de corte acústica, calculada a partir de un modelo más preciso, y por encima de la cual los modos no quedan atrapados en la estrella y, en términos generales, no resuenan.

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 amplitudes diminutas en la superficie y son extremadamente difíciles de detectar e identificar. ^[17] Hace tiempo que se reconoce que la medición de incluso unos pocos modos g podría aumentar sustancialmente nuestro conocimiento del interior profundo del Sol. ^[18] Sin embargo, todavía no se ha medido ningún modo g individual de forma inequívoca, aunque se han afirmado detecciones indirectas ^{[19] [20]} y se han cuestionado. ^{[21] [22]} Además, puede haber modos de gravedad similares confinados a la atmósfera convectivamente estable.

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 presión lagrangiana es esencialmente cero. Son de alto grado , penetrando una distancia característica , donde es el radio solar. Como buena aproximación, obedecen la llamada ley de dispersión de ondas en aguas profundas: , independientemente de la estratificación del Sol, donde es la frecuencia angular, es la gravedad superficial y es el número de onda horizontal, ^[23] y tienden asintóticamente a esa relación como . ${\displaystyle \ell }$ ${\displaystyle R/\ell }$ ${\displaystyle R}$ ${\displaystyle \omega ^{2}=gk_{\rm {h}}}$ ${\displaystyle \omega }$ ${\displaystyle g}$ ${\displaystyle k_{\rm {h}}=\ell /R}$ ${\displaystyle k_{\rm {h}}\rightarrow \infty }$

Lo que la sismología puede revelar

Las oscilaciones que se han utilizado con éxito en sismología son esencialmente adiabáticas. Su dinámica es, por tanto, la acción de fuerzas de presión (más las supuestas tensiones de Maxwell) contra materia con densidad de inercia , que a su vez depende de la relación entre ellas bajo cambio adiabático, normalmente cuantificada mediante el (primer) exponente adiabático . Los valores de equilibrio de las variables y (junto con la velocidad angular dinámicamente pequeña y el campo magnético ) están relacionados por la restricción del soporte hidrostático, que depende de la masa total y el radio del Sol. Evidentemente, las frecuencias de oscilación dependen únicamente de las variables sísmicas , , y , o de cualquier conjunto independiente de funciones de ellas. 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 es la cantidad de la que depende principalmente la propagación acústica. ^[24] Las propiedades de otras cantidades no sísmicas, como la abundancia de helio, ^[25] o la edad de la secuencia principal ^[26] , solo se pueden inferir mediante la complementación con suposiciones adicionales, lo que hace que el resultado sea más incierto. ${\displaystyle p}$ ${\displaystyle \rho }$ ${\displaystyle \gamma _{1}}$ ${\displaystyle p}$ ${\displaystyle \rho }$ ${\displaystyle \Omega }$ ${\displaystyle {\rm {B}}}$ ${\displaystyle M}$ ${\displaystyle R}$ ${\displaystyle \omega }$ ${\displaystyle \rho (p,\Omega ,{\rm {B)}}}$ ${\displaystyle \gamma _{1}}$ ${\displaystyle \Omega }$ ${\displaystyle {\rm {B}}}$ ${\displaystyle c^{2}=\gamma _{1}p/\rho }$ ${\displaystyle Y}$ ${\displaystyle t_{\odot }}$

Análisis de datos

Heliosismología global

Espectro de potencia del Sol obtenido a partir de datos de instrumentos a bordo del Observatorio Solar y Heliosférico en ejes logarítmicos dobles. Las tres bandas de paso del instrumento VIRGO/SPM muestran casi el mismo espectro de potencia. Las observaciones de velocidad en línea de visión de GOLF son menos sensibles al ruido rojo producido por la granulación . Todos los conjuntos de datos muestran claramente los modos de oscilación en torno a los 3 mHz.

Espectro de potencia del Sol en torno a los lugares donde los modos tienen máxima potencia, utilizando datos de los instrumentos GOLF y VIRGO/SPM a bordo del Observatorio Solar y Heliosférico. Los modos de bajo grado (l<4) muestran un patrón claro en forma de peine con un espaciado regular.

Espectro de potencia de las oscilaciones solares de grado angular medio ( ), calculado para 144 días de datos del instrumento MDI a bordo del SOHO . ^[27] La ​​escala de color es logarítmica y está saturada a una centésima parte de la potencia máxima en la señal, para hacer que los modos sean más visibles. La región de baja frecuencia está dominada por la señal de granulación. A medida que aumenta el grado angular, las frecuencias de los modos individuales convergen en crestas claras, cada una correspondiente a una secuencia de modos de orden bajo. ${\displaystyle 0\leq \ell <300}$

La herramienta principal para analizar los datos sísmicos en bruto es la transformada de Fourier . Como 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 con resolución espacial suelen proyectarse sobre los armónicos esféricos deseados para obtener series temporales que luego se transforman en Fourier. Los heliosismólogos suelen combinar los espectros de potencia unidimensionales resultantes en un espectro bidimensional.

El rango de frecuencias más bajas de las oscilaciones está dominado por las variaciones causadas por la granulación . Esto debe filtrarse primero antes de (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 fuerte en intensidad que la velocidad en la línea de visión, por lo que esta última es la preferida para los observatorios heliosísmicos.

Heliosismología local

La heliosismología local, un término acuñado por Charles Lindsey, Doug Braun y Stuart Jefferies en 1993 ^[28], emplea varios métodos de análisis diferentes para hacer inferencias a partir de los datos observacionales. ^[2]

• El método espectral de Fourier-Hankel se utilizó originalmente para buscar la absorción de ondas por las manchas solares. ^[29]
• El análisis de diagrama de anillos , introducido por primera vez por Frank Hill, ^[30] se utiliza para inferir la velocidad y la dirección de los flujos horizontales debajo de la superficie solar mediante la observación de los desplazamientos Doppler de las ondas acústicas ambientales a partir de los espectros de potencia de las oscilaciones solares calculados sobre parches de la superficie solar (normalmente 15° × 15°). Por lo tanto, el análisis de diagrama de anillos es una generalización de la heliosismología global aplicada a áreas locales del Sol (en contraposición a 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). ^[31]
• La heliosismología tiempo-distancia ^[32] tiene como objetivo medir e interpretar los tiempos de viaje de las ondas solares entre dos puntos cualesquiera de la superficie solar. Las inhomogeneidades cerca de la trayectoria de los rayos que conectan los dos puntos perturban el tiempo de viaje entre esos dos puntos. Luego se debe resolver un problema inverso para inferir la estructura y dinámica locales del interior solar. ^[33]
• La holografía heliosísmica , introducida en detalle por Charles Lindsey y Doug Braun con el propósito de obtener imágenes del lado lejano (magnéticas), ^[34] es un caso especial de holografía sensible a la fase. La idea es utilizar el campo de ondas en el disco visible para aprender sobre las regiones activas en el lado lejano 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 en el interior solar en cualquier instante en el tiempo. En este sentido, la holografía es muy similar 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. ^[35]
• 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 ^[36] demostró la capacidad de la técnica para recuperar los 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 interna del Sol. Dado un modelo de referencia del Sol, las diferencias entre sus frecuencias de modo 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 kernels .

Estructura

Las primeras inversiones de la estructura del Sol se realizaron utilizando la ley de Duvall ^[37] y más tarde utilizando la ley de Duvall linealizada sobre un modelo solar de referencia. ^[38] 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 ^{[18] [39] [40]} y ahora son una forma estándar de invertir datos de frecuencia. ^{[41] [42]} Las inversiones demostraron diferencias en los modelos solares que se redujeron en gran medida al implementar la sedimentación gravitacional : la separación gradual de los elementos más pesados ​​hacia el centro solar (y elementos más ligeros hacia la superficie para reemplazarlos). ^{[43] [44]}

Rotación

Perfil de rotación interna del Sol inferido a partir de datos del Helioseismic and Magnetic Imager a bordo del Solar Dynamics Observatory . El radio interior se ha truncado en los casos en que las mediciones son menos precisas que el 1 %, lo que ocurre aproximadamente a 3/4 del camino hacia el núcleo. La línea discontinua indica la base de la zona de convección solar, que coincide con el límite en el que cambia el perfil de rotación, conocido como tacoclina.

Si el Sol fuera perfectamente esférico, los modos con diferentes órdenes azimutales m tendrían las mismas frecuencias. Sin embargo, la rotación rompe esta degeneración, y las frecuencias de los modos difieren por desdoblamientos rotacionales que son promedios ponderados de la velocidad angular a través del Sol. Los diferentes modos son sensibles a diferentes partes del Sol y, dados suficientes datos, estas diferencias se pueden utilizar para inferir la tasa de rotación en todo el Sol. ^[45] Por ejemplo, si el Sol rotara uniformemente en toda su extensión, 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. ^[46] El Sol gira lo suficientemente lento como para que un modelo esférico, no giratorio, sea lo suficientemente cercano a la realidad para derivar los núcleos rotacionales.

La heliosismología ha demostrado que el Sol tiene un perfil de rotación con varias características: ^[47]

• una zona radiativa (es decir, no convectiva) de rotación rígida, aunque la velocidad de rotación del núcleo interno no se conoce bien;
• una fina capa de cizallamiento, conocida como tacoclina , que separa el interior de rotación rígida y la envoltura convectiva de rotación diferencial;
• una envoltura 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 una analogía con la geosismología , pero aún existen varias diferencias importantes. En primer lugar, el Sol carece de una superficie sólida y, por lo tanto, no puede soportar ondas transversales . Desde la perspectiva del análisis de datos, la heliosismología global se diferencia de la geosismología en que estudia solo los modos normales. Por lo tanto, la heliosismología local es algo más cercana en espíritu a la geosismología en el sentido de que estudia el campo de ondas completo.

Astrosismología

Como el Sol es una estrella, la heliosismología está estrechamente relacionada con el estudio de las oscilaciones en otras estrellas, conocidas como asterosismología . La heliosismología está más estrechamente relacionada con el estudio de las 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 en términos generales 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 asterosismología casi por completo al estudio de modos de bajo grado (grado angular ). Esto hace que la inversión sea mucho más difícil, pero aún se pueden lograr límites superiores haciendo suposiciones más restrictivas. ${\displaystyle \ell \leq 3}$

Historia

Las oscilaciones solares se observaron por primera vez a principios de la década de 1960 ^{[48] [49]} como una variación cuasi periódica de la intensidad y la velocidad en la línea de visión con un período de unos 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 potencia bidimensionales. ^{[50] [51]} Las crestas se confirmaron posteriormente en observaciones de modos de alto grado a mediados de la década de 1970, ^{[52] [53]} y se distinguieron multipletes de modos de diferentes órdenes radiales en observaciones de todo el disco. ^{[13] [54]} En una época similar, Jørgen Christensen-Dalsgaard y Douglas Gough sugirieron el potencial de utilizar frecuencias de modos individuales para inferir la estructura interior del Sol. ^[55] Calibraron los modelos solares frente a los datos de bajo grado ^{[56] y} encontraron dos ajustes igualmente buenos, uno con bajo y una tasa de producción de neutrinos correspondientemente baja , el otro con mayor y ; las calibraciones de envolvente anteriores frente a frecuencias de alto grado ^{[57] [58]} prefirieron la última, pero los resultados no fueron totalmente convincentes. No fue hasta que Tom Duvall y Jack Harvey ^[14] 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 superior, lo que sugirió en esa etapa temprana que la resolución del problema de los neutrinos debe estar en la física nuclear o de partículas. ${\displaystyle Y}$ ${\displaystyle L_{\nu }}$ ${\displaystyle Y}$ ${\displaystyle L_{\nu }}$ ${\displaystyle Y}$

En la década de 1980 se desarrollaron nuevos métodos de inversión que permitieron a los investigadores inferir los perfiles de velocidad del sonido y, con menor precisión, la 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 finales 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 . ^[59]

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, ^{[60] [61]} y el Grupo de la Red de Oscilación Global ^[62] ) desde los cuales 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 . ^[63] Esto coincidió con el inicio de las operaciones normales del Observatorio Solar y Heliosférico (SoHO), que comenzó a producir datos de alta calidad para la 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. ^[64] La concordancia entre los modelos solares estándar y las inversiones heliosísmicas ^[65] fue interrumpida por nuevas mediciones del contenido de elementos pesados ​​de la fotosfera solar basadas en modelos tridimensionales detallados. ^[66] Aunque los resultados luego volvieron a los valores tradicionales utilizados en la década de 1990, ^[67] las nuevas abundancias empeoraron significativamente la concordancia entre los modelos y las inversiones heliosísmicas. ^[68] La causa de la discrepancia sigue sin resolverse ^[24] y se conoce como el problema de la abundancia solar .

Las observaciones espaciales del SoHO han continuado y en 2010 se le sumó el Observatorio de Dinámica Solar (SDO), que también ha estado monitoreando el Sol de manera continua desde que comenzó a operar. Además, las redes terrestres (especialmente BiSON y GONG) siguen funcionando y brindan datos casi continuos también desde la Tierra.

Véase también

• Ciclo solar de 160 minutos
• Sismología coronal
• Rotación diferencial
• Discosismología
• Separación de frecuencia
• Onda de magnetogravedad
• Onda de Moreton
• Problema de los neutrinos solares
• Torre solar (astronomía)
• Rotación estelar

Referencias

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Enlaces externos

• Descripción no técnica de la heliosismología y la astrosismología, consultada en noviembre de 2009
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• Los científicos publican un pronóstico sin precedentes sobre el próximo ciclo de manchas solares Comunicado de prensa de la National Science Foundation, 6 de marzo de 2006
• Miesch, Mark S. (2005). "Dinámica a gran escala de la zona de convección y la tacoclina". Living Rev. Sol. Phys . 2 (1): 1. Bibcode :2005LRSP....2....1M. doi : 10.12942/lrsp-2005-1 .
• Red Europea de Heliosismología y Astrosismología (HELAS)
• Imágenes del Sol desde el lado lejano y desde la Tierra
• Reseñas de Living en Física Solar Archivado el 29 de septiembre de 2010 en Wayback Machine
• Heliosismología y Astrosismología en MPS

Instrumentos satelitales

• VIRGO
• SOI/MDI
• SDO/HMI
• RASTRO

Instrumentos terrestres

• Bisonte
• Marca-1
• GONG
• HiDHN

Lectura adicional

• Christensen-Dalsgaard, Jørgen. «Lecture notes on stellar oscillations» (Apuntes de clase sobre oscilaciones estelares). Archivado desde el original el 1 de julio de 2018. Consultado el 5 de junio de 2015 .
• Pijpers, Frank P. (2006). Métodos en heliosismología y astrosismología . Londres: Imperial College Press. ISBN 978-1-8609-4755-1.