일진학

더글라스 고프에 의해 만들어진 용어인 태양 지진학은 진동을 통해 태양의 구조와 역학을 연구하는 학문이다.이러한 현상은 주로 태양 표면 근처의 대류에 의해 지속적으로 구동되고 감쇠되는 음파에 의해 발생합니다.이것은 지구나 별들의 진동을 통해 각각 연구되는 지구지진학 또는 별지진학(Gough에 의해 만들어지기도 한다.태양의 진동은 1960년대 초에 처음 발견되었지만, 1970년대 중반에야 그 진동이 태양 전체에 퍼지고 과학자들이 태양의 깊은 내부를 연구할 수 있다는 것을 알게 되었다.현대의 분야는 태양의 공명 모드를 ^[1]직접 연구하는 지구 일진학과 태양 ^[2]표면 근처의 성분 파동의 전파를 연구하는 국지 일진학으로 구분된다.

태양 지진학은 많은 과학적 발전에 기여해왔다.가장 주목할 만한 것은 태양에서 예측된 중성미자 플럭스가 항성 모형의 결함으로 인한 것이 아니라 입자 물리학의 문제라는 것을 보여주는 것이었다.이른바 태양 중성미자 문제는 결국 중성미자 ^[3][4][5]진동에 의해 해결되었다.중성미자 진동의 실험적 발견은 2015년 노벨 ^[6]물리학상에 의해 인정받았다.태양 지진학은 또한 일반 상대성 이론과 일치하는 태양의 중력 ^[7][8][9]전위의 4극 모멘트를 정확하게 측정할 수 있게 했다.태양의 내부 자전 프로필에 대한 첫 번째 일진 계산 결과, 단단하게 회전하는 중심핵과 차등 회전하는 외피로 대략 분리되었습니다.경계층은 현재 타코크라인으로^[10] 알려져 있으며 태양열 ^[11]발전기의 핵심 구성 요소로 여겨진다.태양 대류대의 기초와 대략 일치하지만(또한 태양지진학을 통해 추론됨) 개념적으로 구별되며, 대류대와 연결되어 있고 대기압과 맥스웰 ^[12]응력 사이의 상호작용에 의해 움직이는 순환 흐름이 있는 경계층이다.

태양 지진학은 태양의 지속적인 관측으로부터 가장 큰 이익을 얻는데, 이것은 호주 ^[13][14]여름 동안 남극 근처에서 중단 없는 관측으로 처음 시작되었다.게다가, 여러 태양 주기에 대한 관측은 태양 지진학자들이 수십 년 동안 태양 구조의 변화를 연구할 수 있게 해 주었다.이러한 연구는 수십 년 이상 운영되어 온 글로벌 진동 네트워크(GONG)와 버밍엄 태양 진동 네트워크(BiSON)와 같은 글로벌 망원경 네트워크에 의해 가능해졌다.

태양 진동의 종류

태양발진모드는 약구대칭자기중력유체의정압평형상태에서공명진동으로해석됩니다.각 모드는 $반지름{\displaystyle }$ r$(\displaystyle$ r$)$ 및$$ 구면 $고조파{\displaystyle {}_{}^{}}$ ${\displaystyle Y_{}^{}}$ l$(\displaystyle Y_{l}^{m}(\theta,\phi$의 함수의 곱으로 대략 나타낼 수 있으며, 그 결과 다음과 같은 3개의 양자 번호로 특징지을 수 있습니다.

• 반지름의 $노드{\displaystyle }$ 셸 수. 반경 순서 n$\displaystyle$n이라고 합니다.
• 각 구면 쉘의 노드 원의 총 수, 각도$\theta {\displaystyle }$(\$displaystyle \ell$로 알려져 있습니다.
• 세로 방향인 노드 원의 수 m{$displaystyle$ m$\}$로 알려져 있습니다.

진동은 내부 진동과 표면 진동이라는 두 가지 범주로 구분된다는 것을 알 수 있습니다.구체적으로는 다음과 같습니다.

압력 모드(p 모드)

압력 모드는 본질적으로 고정 음파입니다.주된 복원력은 (부력이 아닌) 압력이다. 그래서 이름이 붙여졌다.실내에 대한 추론에 사용되는 모든 태양 진동은 p 모드이며, 주파수는 약 1~5밀리헤르츠이며, 각도는 0(순수한 방사 운동)에서 $({$3})까지입니다.대략적으로 말하면, 그 에너지 밀도는 음속에 반비례하는 반경에 따라 변화합니다.그래서 그들의 공명 주파수는 주로 태양의 외부 영역에 의해 결정된다.따라서 태양핵의 구조를 그것들로부터 추론하는 것은 어렵다.

중력 모드(g 모드)

중력 모드는 대류적으로 안정된 영역(방사선 내부 또는 대기)으로 제한됩니다.복원력은 대부분 부력이기 때문에 간접적인 중력이기 때문에 그 이름에서 따온 것입니다.이들은 대류 영역에서 사라지기 때문에 내부 모드는 표면에서 작은 진폭을 가지며 감지 ^[17]및 식별이 매우 어렵습니다.단 몇 개의 g 모드만 ^[18]측정해도 태양의 깊은 내부에 대한 지식을 크게 늘릴 수 있다는 것은 오랫동안 알려져 왔다.그러나 간접 검출이 주장되고^[19][20] 이의를 ^[21][22]제기되었지만 개별 g 모드는 아직 명확하게 측정되지 않았다.또한 대류적으로 안정된 대기에 국한된 유사한 중력 모드가 있을 수 있다.

표면 중력 모드(f 모드)

표면 중력파는 깊은 물속의 파도와 유사하며, 라그랑주 압력 섭동이 본질적으로 0이라는 특성을 가지고 있다.이들은 고유 $거리{\displaystyle }$R / ${\$ {\$displaystyle$$$R$/\ell$${\displaystyle R}$ {\$displaystyle$ R$}$은 태양 반지름)을 관통하는 높은 등급의$θ$ {\$displaystyle$ell}입니다.이들은 태양의 성층화에 관계없이 $\theta {\displaystyle }$ 2 ${\displaystyle {}^{}}$ ${\displaystyle g}$ ${\displaystyle {k\mathrm{}}_{}}$ h$= gk_$${\$$rm$${h}}$（$di$ \ $displaystyle$ \ omega $}$ ） 、 $g{\displaystyle }$\ $displaystyle$$g$는 표면 ${\displaystyle {중력}_{}}$과 ${\displaystyle k}$ $rm$ {h$$} ）의 이른바 심층파 분산 법칙을 준수한다.$splaystyle k_{\rm {h$}}=\$ell$/^[23]$R}$은 수평파수이며 ${\displaystyle {k\mathrm{}}_{}}$ h ${\displaystyle {\to }_{}}$ ${\rm {h}}\rightarrow \infty$ $\}$ $로서{\displaystyle {}_{}}$ 점근적으로 그 관계에 경향이 있습니다.

지진학에서 밝혀낼 수 있는 것은

지진학에서 성공적으로 이용된 진동은 본질적으로 단열이다.따라서 이들의 역학관계는 관성밀도$물질$에 대한 $압력력{\displaystyle }$ p$\$$displaystyle$p$\$$rho$추정 Maxwell 응력)의 작용이며, 그 자체는 보통 (첫 번째$)$ 단열지수를 ${\displaystyle {통해\mathrm{}}_{}}$ $정량화$된다.$감마_{1$$변수{\displaystyle }$ p$\displaystyle$ p$$$\$$rho($$동적$으로 작은 각속도$\delta$$\$$displaystyle\Omega }$ 및 $자기장{\displaystyle \mathrm{}}$B(\$displaystyle\$rm {$B$의 평형값은 $총질량{\displaystyle }$ M에 따라 달라지는 정수압 지지 구속조건에 의해 관련된다.$태양$의 $반지름{\displaystyle }$ R$($$Displaystyle$ M$)$과 $반지름$ R($Displaystyle$ R$)$입니다$.$발진 주파수$\delta {\displaystyle }$(\$displaystyle$$\Omega)$는 지진 변수${\displaystyle }\delta {\displaystyle }$($δ$, $)$ {$displaystyle \rho(p,\$Omega,${\rm$ {$B$ §$$ \$displaystyle \gamma$ _${1$ $\delta {\displaystyle \mathrm{}}$$\$$displaystyle$ \$Omega}$ 또는$$ B$\})$에만 의존합니다.m. 따라서 정보를 직접 도출할 수 있는 것은 이러한 변수뿐입니다.단열 음속의 제곱인 ${\displaystyle {c\mathrm{}}^{}}$ 2 $=$ ${\displaystyle 1}$ ${\displaystyle {}_{}}$p / ${\$ { $displaystyle$ c$^{2$}=\$display$ _ ${$1$}p$$rho$는 주로 음향 전파에 의존하는 ^[24]양이기 때문에 일반적으로 채택되는 함수이다.헬륨의 풍부도,^[25] $(\displaystyle$ Y$)$ 또는 주계열^[26] $연령{\displaystyle {}_{}}$ t$displaystyle t_{\odot$와 같은 기타 비물질적인 양의 특성은 추가 가정에 의한 보충만으로 추론할 수 있으므로 결과가 더욱 불확실해진다.

데이터 분석

지구일진학

원시 지진 데이터를 분석하는 주요 도구는 푸리에 변환입니다.근사치에 따르면, 각 모드는 감쇠 고조파 발진기로, 주파수의 함수로서의 전력은 로렌츠 함수입니다.공간적으로 분해된 데이터는 보통 원하는 구형 고조파 위에 투영되어 푸리에 변환된 시계열을 얻는다.태양 지진학자들은 일반적으로 결과적인 1차원 전력 스펙트럼을 2차원 스펙트럼으로 결합한다.

진동 주파수의 하한 범위는 과립에 의한 변동에 의해 좌우됩니다.이것은 모드를 분석하기 전에(또는 분석과 동시에) 먼저 걸러져야 한다.태양 표면의 입상 흐름은 상승 과립의 중심에서 상승 과립 사이의 좁은 하강 기류까지 대부분 수평입니다.진동에 비해 과립은 가시거리 속도보다 강도 면에서 더 강한 신호를 생성하기 때문에 태양 지진 관측소로 선호됩니다.

국소 일진학

Charles Lindsey, Doug Braun 및 Stuart Jefferies가 1993년에^[28] 만든 용어인 국지 일진학은 관측 ^[2]데이터에서 추론하기 위해 몇 가지 다른 분석 방법을 사용한다.

• 푸리에-행켈 스펙트럼 방법은 원래 태양 ^[29]흑점에 의한 파동 흡수를 탐색하기 위해 사용되었다.
• 프랭크 ^[30]힐이 처음 도입한 링 다이어그램 분석은 태양 표면(일반적으로 15° × 15°)의 패치에 걸쳐 계산된 태양 진동의 전력 스펙트럼에서 주변 음향파의 도플러 변화를 관찰함으로써 태양 표면 아래의 수평 흐름 속도와 방향을 추론하는 데 사용된다.따라서, 고리 다이어그램 분석은 (태양의 절반이 아닌) 태양의 국부 영역에 적용되는 지구 일진학의 일반화이다.예를 들어 음속과 단열 지수를 자기 활성 영역과 비활성 영역(^[31]조용한 태양) 내에서 비교할 수 있습니다.
• 시간-거리 태양^[32] 지진학은 태양 표면의 어느 두 지점 사이의 태양파의 이동 시간을 측정하고 해석하는 것을 목표로 한다.두 위치를 연결하는 광선 경로 근처의 불균형은 두 지점 사이의 이동 시간을 교란시킨다.태양 ^[33]내부의 국소 구조와 역학을 추론하기 위해서는 역문제를 해결해야 한다.
• 찰스 린지(Charles Lindsey)와 더그 브라운(Doug Braun)이 원측(^[34]Magnetic) 이미징을 위해 자세히 소개한 일진 홀로그래피는 상감응 홀로그래피의 특수한 경우다.이 아이디어는 가시 원반의 파장을 사용하여 태양 반대편에 있는 활성 영역에 대해 학습하는 것입니다.태양 지진 홀로그래피의 기본 개념은 파장, 예를 들어 태양 표면에서 관측된 가시선 도플러 속도를 사용하여 언제든지 태양 내부의 모든 위치에서 파장을 추정할 수 있다는 것입니다.이런 의미에서 홀로그래피는 1940년대부터 사용되어 온 지구물리학 기술인 지진 이동과 매우 유사하다.또 다른 예로, 이 기술은 태양 ^[35]플레어의 지진 이미지를 제공하기 위해 사용되었습니다.
• 직접 모델링에서, 아이디어는 푸리에 영역의 파형장에서 볼 수 있는 주파수-파수 상관의 직접 반전으로부터 지표면 아래 흐름을 추정하는 것이다.Woodard는^[36] f 모드 근방 표면 흐름을 복구하는 기술의 능력을 입증했다.

반전

서론

태양의 진동 모드는 연속 구조에 민감한 이산 관측치 집합을 나타냅니다.이것은 과학자들이 태양의 내부 구조와 역학에 대한 역문제를 만들어 낼 수 있게 해준다.태양의 기준 모델이 주어졌을 때 모드 주파수와 태양의 모드 주파수의 차이는 작을 경우, 태양의 구조와 기준 모델 간의 차이에 대한 가중 평균이다.그런 다음 주파수 차이를 사용하여 이러한 구조적 차이를 추론할 수 있습니다.이러한 평균의 가중치 함수를 커널이라고 한다.

구조.

태양 구조의 첫 번째 반전은 뒤발의 법칙을^[37] 사용하여 만들어졌고, 나중에는 뒤발의 법칙이 기준 태양 모델에 ^[38]대해 선형화되었습니다.이러한 결과는 이후 이론적 기준 모델에 대한 별의 진동을 설명하는 전체 방정식을 선형화하는 분석으로 보완되었으며, 이제 주파수 데이터를 ^[41][42]반전시키는 표준 방법이 되었습니다.그 반전은 중력 침하를 실시함으로써 크게 줄어든 태양 모델의 차이를 보여주었다: 태양 중심을 향해 무거운 요소들이 점진적으로 분리되는 것(그리고 그것들을 ^[43][44]대체하기 위해 표면에 가벼운 요소들).

회전

만약 태양이 완벽한 구면이라면, 다른 방위 차수가 m인 모드는 같은 주파수를 가질 것이다.그러나 회전은 이러한 퇴화를 깨뜨리고, 모드의 주파수는 태양을 통과하는 각 속도의 가중 평균인 회전 분할에 의해 달라집니다.다양한 모드는 태양의 다른 부분에 민감하며, 충분한 데이터가 주어지면 이러한 차이를 사용하여 ^[45]태양 전체의 회전 속도를 추론할 수 있다.예를 들어, 태양이 전체적으로 균일하게 회전하는 경우 모든 p 모드는 거의 동일한 양으로 분할됩니다.사실, 각 속도는 적도가 극보다 ^[46]더 빨리 회전하는 표면에서 볼 수 있듯이 균일하지 않다.태양은 회전하지 않는 구형 모델이 회전하는 커널을 도출하기에 충분히 현실에 근접할 정도로 충분히 느리게 회전합니다.

태양 지진학에서는 태양의 자전 프로파일이 다음과 같은 ^[47]특징을 가지고 있는 것으로 나타났습니다.

• 내부 코어의 회전 속도는 잘 알려져 있지 않지만, 단단하게 변형된 방사(즉, 비방사성) 구역
• 타코클라인으로 알려진 얇은 전단층. 이 층은 단단하게 변형된 내부와 차등 변형된 대류 엔벨로프를 분리한다.
• 깊이와 위도에 따라 회전 속도가 변화하는 대류 외피
• 지표면 바로 아래에 있는 최종 전단층. 이 층에서는 지표면을 향해 회전 속도가 느려진다.

다른 분야와의 관계

지질학

태양 지진학은 지질학과의 유추에서 탄생했지만 몇 가지 중요한 차이점이 남아 있다.첫째, 태양은 단단한 표면이 없기 때문에 전단파를 지탱할 수 없다.데이터 분석의 관점에서 지구 일진학은 정상 모드만을 연구한다는 점에서 지구 지진학과 다르다.따라서 국지 일진학은 전체 파장을 연구한다는 점에서 지진학에 다소 가깝다.

별진학

태양은 별이기 때문에 태양 지진학은 별 지진학으로 알려진 다른 별들의 진동 연구와 밀접한 관련이 있다.태양 지진학은 태양과 유사한 진동자로 알려진 외부 대류 구역에 의해 진동도 움직이고 감쇠하는 별들의 연구와 가장 밀접하게 관련되어 있지만, 근본적인 이론은 다른 종류의 변광성 별들에 대해서도 대체로 동일합니다.

주된 차이점은 먼 별에서 일어나는 진동을 해결할 수 없다는 것입니다.구면 고조파의 밝은 섹터와 어두운 섹터가 상쇄되기 때문에 별지진학은 거의 전적으로 저도 모드(각도$$3 \ $displaystyle \ell$ \$leq$3)$$의 연구로 제한됩니다.이것은 반전을 훨씬 더 어렵게 만들지만, 더 제한적인 가정을 함으로써 여전히 상한을 달성할 수 있다.

역사

태양 진동은 약 5분^[48][49] 주기로 준주기적 강도와 가시거리 속도 변화로 1960년대 초에 처음 관측되었다.과학자들은 이 진동이 태양의 전역 모드일 수 있다는 것을 점차 깨닫고 이 모드가 2차원 전력 ^[50][51]스펙트럼에서 분명한 능선을 형성할 것이라고 예측했다.이후 1970년대 ^[52][53]중반의 고도 모드 관측에서 능선이 확인되었으며, 원반 전체 ^[13][54]관측에서는 서로 다른 반경 차수의 모드 다중이 구별되었다.비슷한 시기에, 유르겐 크리스텐센 달스가르와 더글라스 고프는 개별 모드 주파수를 사용하여 태양의 ^[55]내부 구조를 추론할 수 있는 가능성을 제안했다.그들은low-degree data[56]에 대한 낮은 Y{Y\displaystyle}과 상응하는 낮은 중성미자 생산율 L({\displaystyle L_{\nu}}, 더 높은 Y{Y\displaystyle}및 L({\displaystyle L_{\nu}}을 가진 다른 두 비슷하게 좋은 경련, 1;이전 봉투 calibratio을 찾는 태양 모델의 눈금을 조정했다.ns높은 주파수에^[57][58] 비해 후자를 선호했지만 결과는 완전히 설득력이 없었다.까지 톰 듀발과 잭 Harvey[14]은 양자 수는 이전 관찰은higher- Y{Y\displaystyle}모델 설립되었다와 관련된를 설립하기 위해 중간 정도의 모드 측정에 의하여 초기 단계는 반짝하의 해결 그러나 문제에서 주장하며 극단적인 두 데이터 세트를 연결했다.m핵물리학이나 입자물리학에 있어야 합니다.

1980년대에 새로운 반전 방법이 개발되어 연구자들이 음속과 태양 전체의 밀도를 정확하게 추론할 수 있게 되었고, 이는 태양 구조 추론의 잔류 오차가 중성미자 문제의 원인이 아니라는 결론을 뒷받침한다.10년 후, 관측 결과 또한 진동 모드의 주파수가 태양의 자기 활동 ^[59]주기에 따라 달라진다는 것을 보여주기 시작했다.

밤에 태양을 관측할 수 없는 문제를 극복하기 위해 여러 그룹이 적어도 하나의 노드에서 항상 태양을 볼 수 있는 망원경 네트워크(예: 버밍엄 태양발진 네트워크, BiSON ^[60][61]및 글로벌 진동 네트워크^[62] 그룹)를 조립하기 시작했습니다.길고 지속적인 관찰이 이 분야를 성숙하게 만들었고, 이 분야의 상태는 1996년 사이언스 ^[63]잡지의 특별호에 요약되었다.이는 태양 및 태양권 관측소(SoHO)의 정상 가동 개시와 동시에 이루어졌으며, 태양 지진학에 대한 고품질의 데이터를 생산하기 시작했다.

그 후 몇 년 동안 태양 중성미자 문제가 해결되었고, 긴 지진 관측을 통해 여러 태양 활동 ^[64]주기를 분석할 수 있게 되었다.표준 태양 모형과 일진 반전^[65] 사이의 합의는 상세한 3차원 ^[66]모델에 기초한 태양 광구의 무거운 원소 함량의 새로운 측정으로 인해 깨졌다.그 결과는 나중에 ^[67]1990년대에 사용된 전통적인 가치로 다시 돌아갔지만, 새로운 함량은 모형과 일진학적 ^[68]반전 사이의 일치성을 크게 악화시켰다.그 불일치의 원인은 여전히 해결되지^[24] 않은 채 태양 풍요 문제로 알려져 있다.

SoHO에 의한 우주 기반 관측은 계속되고 있으며, SoHO는 2010년 태양역학 관측소(SDO)에 의해 합류했으며, SoHO는 또한 운영이 시작된 이후 지속적으로 태양을 관찰해 왔다.또한 지상 기반 네트워크(특히 BiSON 및 GONG)가 계속 작동하여 지상으로부터 거의 연속적인 데이터를 제공합니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

외부 링크

• 2009년 11월에 검색된 태양 및 별 지진학의 비기술적 설명
• Gough, D.O. (2003). "Solar Neutrino Production". Annales Henri Poincaré. 4 (S1): 303–317. Bibcode:2003AnHP....4..303G. doi:10.1007/s00023-003-0924-z. S2CID 195335212.
• Gizon, Laurent; Birch, Aaron C. (2005). "Local Helioseismology". Living Rev. Sol. Phys. 2 (1): 6. Bibcode:2005LRSP....2....6G. doi:10.12942/lrsp-2005-6.
• 과학자는 National Science Foundation 보도자료, 2006년 3월 6일 전례 없는 'Next Sunspot Cycle National Science Foundation' 발표
• Miesch, Mark S. (2005). "Large-Scale Dynamics of the Convection Zone and Tachocline". Living Rev. Sol. Phys. 2 (1): 1. Bibcode:2005LRSP....2....1M. doi:10.12942/lrsp-2005-1.
• 유럽 일진 및 별 지진학 네트워크(HELAS)
• 태양의 뒷면 및 지구 측면 이미지
• Wayback Machine에서 2010-09-29년 태양 물리학에 대한 라이브 리뷰 아카이브
• MPS 일진학 및 별지진학

위성 기기

• 처녀자리
• SOI/MDI
• SDO/HMI
• 추적하다

지상 기기

• 바이슨
• 마크-1
• 징
• 하이DHN

추가 정보

• Christensen-Dalsgaard, Jørgen. "Lecture notes on stellar oscillations". Retrieved 5 June 2015.
• Pijpers, Frank P. (2006). Methods in Helio- and Asteroseismology. London: Imperial College Press. ISBN 978-1-8609-4755-1.