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Heliosismología

La heliosismología es el estudio de la estructura y la dinámica del Sol a través de sus oscilaciones. Estas son causadas principalmente por ondas sonoras que son impulsadas y am...

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La heliosismología es el estudio de la estructura y la 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 solar. Es similar a la geosismología o la astrosismología , que estudian respectivamente 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, no fue hasta mediados de la década de 1970 que se comprendió que se propagaban por todo el Sol y que esto permitiría a los científicos estudiar su interior profundo. El término fue acuñado por Douglas Gough en la década de 1990. 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 solar. [ 2 ]

La heliosismología ha contribuido a varios 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 debía ser, en cambio, un problema de física de partículas . El llamado problema de los neutrinos solares fue finalmente resuelto por las 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 que gira rígidamente y una envoltura que gira diferencialmente. La capa límite se conoce ahora como tacoclina [ 10 ] y se considera un componente clave de la 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 se trata de una capa límite en la que existe 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 enormemente del monitoreo continuo del Sol, que comenzó 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 durante décadas. Estos estudios son posibles gracias a redes globales de telescopios como el Grupo de la Red de Oscilaciones Globales (GONG) y la Red de Oscilaciones Solares de Birmingham (BiSON), que llevan operando 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 mediante un modelo solar estándar. [ 15 ] Nótese que el aumento de la velocidad del sonido a medida que las ondas se aproximan al centro del Sol provoca un aumento correspondiente de la longitud de onda acústica.

Los modos de oscilación solar se interpretan como vibraciones resonantes de un fluido autogravitante aproximadamente esféricamente simétrico en equilibrio hidrostático. Cada modo puede representarse aproximadamente como el producto de una función del radio.r{\displaystyle r}y un armónico esféricoYlmetro(θ,ϕ){\displaystyle Y_{l}^{m}(\theta ,\phi )}y, en consecuencia, puede caracterizarse mediante los tres números cuánticos que lo identifican:

  • el número de capas nodales en radio, conocido como orden radialnorte{\displaystyle n};
  • el número total de círculos nodales en cada capa esférica, conocido como grado angularℓ{\displaystyle \ell }; y
  • el número de esos círculos nodales que son longitudinales, conocido como orden azimutalmetro{\displaystyle m}.

Se puede demostrar que las oscilaciones se dividen en dos categorías: oscilaciones internas 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 su nombre. Todas las oscilaciones solares que se utilizan para inferencias sobre el interior son modos p, con frecuencias entre aproximadamente 1 y 5 milhercios y grados angulares que van desde cero (movimiento puramente radial) hasta el orden103{\displaystyle 10^{3}}En términos generales, sus densidades de energía varían con el radio de forma inversamente proporcional a la velocidad del sonido, por lo que sus frecuencias de resonancia están determinadas principalmente por las regiones exteriores del Sol. En consecuencia, resulta difícil deducir a partir de ellas la estructura del núcleo solar.

Diagrama de propagación para 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 modelado más preciso, 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 están confinados 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 donde 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 ] Se ha reconocido desde hace tiempo que la medición de incluso unos pocos modos g podría aumentar sustancialmente nuestro conocimiento del interior profundo del Sol. [ 18 ] Sin embargo, ningún modo g individual ha sido medido aún de manera inequívoca, aunque se han afirmado detecciones indirectas [ 19 ] [ 20 ] y 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, teniendo la propiedad de que la perturbación de presión lagrangiana es esencialmente cero. Son de alto gradoℓ{\displaystyle \ell }penetrando una distancia característicaR/ℓ{\displaystyle R/\ell }, dóndeR{\displaystyle R}es el radio solar. Con buena aproximación, obedecen la llamada ley de dispersión de ondas en aguas profundas:ω2=gramokh{\displaystyle \omega ^{2}=gk_{\rm {h}}}, independientemente de la estratificación del Sol, dondeω{\displaystyle \omega }es la frecuencia angular,gramo{\displaystyle g}es la gravedad superficial ykh=ℓ/R{\displaystyle k_{\rm {h}}=\ell /R}es el número de onda horizontal, [ 23 ] y tienden asintóticamente a esa relación comokh→∞{\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. Por lo tanto, su dinámica se debe a la acción de fuerzas de presión.pag{\displaystyle p}(más las supuestas tensiones de Maxwell) contra materia con densidad de inerciaρ{\displaystyle \rho }, que a su vez depende de la relación entre ellos bajo cambio adiabático, generalmente cuantificada a través del (primer) exponente adiabáticoγ1{\displaystyle \gamma _{1}}. Los valores de equilibrio de las variablespag{\displaystyle p}yρ{\displaystyle \rho }(junto con la velocidad angular dinámicamente pequeñaΩ{\displaystyle \Omega }y campo magnéticoB{\displaystyle {\rm {B}}}) están relacionadas por la restricción del soporte hidrostático, que depende de la masa total.METRO{\displaystyle M}y radioR{\displaystyle R}del Sol. Evidentemente, las frecuencias de oscilaciónω{\displaystyle \omega }dependen únicamente de las variables sísmicasρ(pag,Ω,B){\displaystyle \rho (p,\Omega ,{\rm {B)}}},γ1{\displaystyle \gamma _{1}},Ω{\displaystyle \Omega }yB{\displaystyle {\rm {B}}}o cualquier conjunto independiente de funciones de ellas. En consecuencia, solo sobre estas variables se puede derivar información directamente. El cuadrado de la velocidad del sonido adiabática,do2=γ1pag/ρ{\displaystyle c^{2}=\gamma _{1}p/\rho }, es una función comúnmente adoptada, porque es la cantidad de la que depende principalmente la propagación acústica. [ 24 ] Propiedades de otras cantidades no sísmicas, como la abundancia de helio, [ 25 ]Y{\displaystyle Y}, o edad de la secuencia principal [ 26 ]t⊙{\displaystyle t_{\odot }}, solo puede inferirse mediante la adición de supuestos adicionales, lo que hace que el resultado sea más incierto.

Análisis de datos

Heliosismología global

Espectro de potencia del Sol utilizando datos de instrumentos a bordo del Observatorio Solar y Heliosférico en ejes doblemente logarítmicos. Las tres bandas de paso del instrumento VIRGO/SPM muestran un espectro de potencia prácticamente idéntico. Las observaciones de velocidad en la 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 alrededor de 3 mHz.
Espectro de potencia del Sol en torno a la zona donde los modos alcanzan su 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 grado angular medio (0≤ℓ<300{\displaystyle 0\leq \ell <300}) oscilaciones solares, calculadas para 144 días de datos del instrumento MDI a bordo de SOHO . [ 27 ] La escala de color es logarítmica y está saturada a una centésima parte de la potencia máxima en la señal, para hacer más visibles los modos. 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 bajo orden.

La principal herramienta para analizar los datos sísmicos brutos es la transformada de Fourier . En buena aproximación, cada modo es un oscilador armónico amortiguado, cuya potencia en función de la frecuencia es una función de Lorentz . Los datos con resolución espacial se proyectan habitualmente sobre los armónicos esféricos deseados para obtener series temporales que luego se transforman mediante la transformada de Fourier. Los heliosismólogos suelen combinar los espectros de potencia unidimensionales resultantes en un espectro bidimensional.

El rango de baja frecuencia de las oscilaciones está dominado por las variaciones causadas por la granulación . Estas deben filtrarse antes (o simultáneamente) del análisis de los modos. Los flujos granulares en la superficie solar son mayoritariamente 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 de mayor 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 de observación. [ 2 ]

  • El método espectral de Fourier-Hankel se utilizó originalmente para buscar la absorción de ondas por las manchas solares. [ 29 ]
  • El análisis de diagramas de anillo , introducido por primera vez por Frank Hill, [ 30 ] se utiliza para inferir la velocidad y la dirección de los flujos horizontales bajo 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 (típicamente de 15° × 15°). Por lo tanto, el análisis de diagramas de anillo 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 pueden compararse 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 ubicaciones cualesquiera en la superficie solar. Las inhomogeneidades cerca de la trayectoria del rayo que conecta las dos ubicaciones perturban el tiempo de viaje entre esos dos puntos. Posteriormente, se debe resolver un problema inverso para inferir la estructura local y la dinámica del interior solar. [ 33 ]
  • La holografía heliosísmica , introducida en detalle por Charles Lindsey y Doug Braun para la obtención de imágenes (magnéticas) del lado oculto del Sol, [ 34 ] es un caso especial de holografía sensible a la fase. La idea es utilizar el campo de ondas en el disco visible para obtener información sobre las regiones activas en el lado oculto del Sol. El principio fundamental de la holografía heliosísmica es que el campo de ondas, por ejemplo, la velocidad Doppler en la línea de visión observada en la superficie solar, puede utilizarse para estimar el campo de ondas en cualquier punto del interior solar en cualquier instante. En este sentido, la holografía se asemeja mucho a la migración sísmica , una técnica geofísica que se utiliza desde la década de 1940. Como otro ejemplo, esta técnica se ha empleado para obtener una imagen sísmica de una erupción solar. [ 35 ]
  • En el modelado directo , la idea es estimar los flujos subsuperficiales 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 sensibles a su estructura continua. Esto permite a los científicos formular problemas inversos para la estructura interna y la dinámica del Sol. Dado un modelo de referencia del Sol, las diferencias entre las frecuencias de sus modos y las del Sol, si son pequeñas, son promedios ponderados de las diferencias entre la estructura del Sol y la del modelo de referencia. Estas diferencias de frecuencia pueden utilizarse para inferir dichas 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 [ 37 ] y posteriormente utilizando la ley de Duvall linealizada alrededor de 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 alrededor de 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 considerablemente al implementar la sedimentación gravitacional : la separación gradual de los elementos más pesados ​​hacia el centro solar (y los elementos más ligeros hacia la superficie para reemplazarlos). [ 43 ] [ 44 ]

Rotación

Perfil de rotación interna del Sol inferido a partir de datos del generador de imágenes heliosísmicas y magnéticas (HIM) a bordo del Observatorio de Dinámica Solar . El radio interno se ha truncado donde las mediciones tienen una precisión inferior al 1%, lo que ocurre aproximadamente a tres cuartas partes de la distancia al núcleo. La línea discontinua indica la base de la zona de convección solar, que coincide con el límite donde 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, con suficientes datos, estas diferencias pueden usarse para inferir la velocidad de rotación en todo el Sol. [ 45 ] Por ejemplo, si el Sol rotara uniformemente en todo su esplendor, 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 rota más rápido que los polos. [ 46 ] El Sol rota lo suficientemente lento como para que un modelo esférico, no rotacional, 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 con precisión;
  • 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 surgió por analogía con la geosismología , pero persisten varias diferencias importantes. En primer lugar, el Sol carece de una superficie sólida y, por lo tanto, no puede generar ondas transversales . Desde la perspectiva del análisis de datos, la heliosismología global se diferencia de la geosismología al estudiar únicamente los modos normales. La heliosismología local, por consiguiente, se asemeja más a la geosismología en el sentido de que estudia el campo de ondas completo.

Astrosismología

Dado que el Sol es una estrella, la heliosismología está estrechamente relacionada con el estudio de las oscilaciones en otras estrellas, conocido como astrosismología . La heliosismología se relaciona principalmente con el estudio de las estrellas cuyas oscilaciones también son impulsadas y amortiguadas por sus zonas de convección externas, conocidas como osciladores solares , pero la teoría subyacente es, en líneas 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 astrosismología casi por completo al estudio de modos de bajo grado (grado angular).ℓ≤3{\displaystyle \ell \leq 3}Esto hace que la inversión sea mucho más difícil, pero aún se pueden alcanzar límites superiores haciendo suposiciones más restrictivas.

Historia

Las oscilaciones solares se observaron por primera vez a principios de la década de 1960 [ 48 ] [ 49 ] como una variación cuasiperiódica de intensidad y velocidad en la línea de visión con un período de aproximadamente 5 minutos. Los científicos gradualmente se dieron cuenta de que las oscilaciones podrían ser modos globales del Sol y predijeron que los modos formarían crestas claras en los 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 disco completo. [ 13 ] [ 54 ] Al mismo tiempo, Jørgen Christensen-Dalsgaard y Douglas Gough sugirieron el potencial de usar frecuencias de modos individuales para inferir la estructura interna del Sol. [ 55 ] Calibraron modelos solares con respecto a los datos de bajo grado [ 56 ] encontrando dos ajustes igualmente buenos, uno con bajoY{\displaystyle Y}y una tasa de producción de neutrinos correspondientemente bajaLν{\displaystyle L_{\nu }}, el otro con mayorY{\displaystyle Y}yLν{\displaystyle L_{\nu }}; las calibraciones de envolvente anteriores contra frecuencias de alto grado [ 57 ] [ 58 ] prefirieron estas últimas, pero los resultados no fueron del todo 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 el más alto-Y{\displaystyle Y}Se estableció un modelo, lo que sugería en esa etapa temprana que la solución al problema de los neutrinos debía residir en la física nuclear o de partículas.

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, de 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 de los modos 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 comenzaron 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 Oscilaciones Globales [ 62 ] ) desde las 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 la revista Science de 1996. [ 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.

En los años siguientes se resolvió el problema de los neutrinos solares, y las largas observaciones sísmicas permitieron analizar múltiples ciclos de actividad solar. [ 64 ] La concordancia entre los modelos solares estándar y las inversiones heliosísmicas [ 65 ] se vio alterada por nuevas mediciones del contenido de elementos pesados ​​de la fotosfera solar basadas en modelos tridimensionales detallados. [ 66 ] Aunque los resultados posteriormente 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 discrepancia, conocida como el problema de la abundancia solar, se corrigió con un reanálisis de 2022 que restauró la cantidad de elementos pesados ​​al valor anterior. [ 69 ]

Las observaciones espaciales realizadas por SoHO han continuado, y en 2010 se unió a SoHO el Observatorio de Dinámica Solar (SDO), que también ha estado monitoreando el Sol de forma continua desde el inicio de sus operaciones. Además, las redes terrestres (en particular BiSON y GONG) siguen operando, proporcionando datos casi continuos desde tierra.

Véase también

Referencias

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  • Imágenes del Sol en la cara oculta y en la cara terrestre.
  • Reseñas de actualidad 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

Lecturas adicionales

  • Christensen-Dalsgaard, Jørgen. "Apuntes de clase sobre oscilaciones estelares" . Archivado del original el 1 de julio de 2018. Recuperado 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.