Seberapa keras Matahari akan?

Suara tidak dapat melakukan perjalanan melalui luar angkasa. Tetapi jika itu bisa, seberapa keras Matahari akan? Apakah suara itu berbahaya bagi kehidupan di Bumi, atau apakah kita nyaris tidak mendengarnya dari jarak ini?

Matahari sangat keras. Permukaan menghasilkan ribuan hingga puluhan ribu watt daya suara untuk setiap meter persegi. Itu kira-kira 10x hingga 100x fluks daya melalui speaker di konser rock, atau di depan sirene polisi. Kecuali "permukaan speaker" dalam hal ini adalah seluruh permukaan Matahari, sekitar 10.000 kali lebih besar dari luas permukaan Bumi.

Terlepas dari apa yang dikatakan "user10094", kami sebenarnya tahu apa yang "terdengar" dari Matahari - instrumen seperti SDO's HMI atau SOHO's MDI atau GONG observatory yang berbasis di bumi mengukur pergeseran Doppler di mana-mana pada permukaan Matahari yang terlihat, dan kami sebenarnya bisa melihat gelombang suara (yah, gelombang infrasonik) beresonansi di Matahari secara keseluruhan! Cukup keren, eh? Karena Matahari besar, gelombang suara beresonansi pada frekuensi yang sangat dalam - mode resonansi tipikal memiliki periode 5 menit, dan ada sekitar satu juta di antaranya terjadi sekaligus.

Mode resonansi di Matahari bersemangat dengan sesuatu. Sesuatu itu adalah broadband yang luar biasa derasnya turbulensi konvektif. Panas dibawa ke permukaan Matahari dengan konveksi - bahan panas naik melalui lapisan luar, mencapai permukaan, mendingin (dengan memancarkan sinar matahari), dan tenggelam. Sel konveksi "khas" adalah seukuran Texas, dan disebut "granula" karena mereka terlihat seperti butiran kecil ketika dilihat melalui teleskop. Masing-masing (ukuran Texas, ingat) naik, menyebarkan cahayanya, dan tenggelam dalam lima menit. Itu menghasilkan heck dari raket. Ada sekitar 10 juta dari mereka di seluruh permukaan Matahari pada suatu waktu. Sebagian besar energi suara baru saja dipantulkan kembali ke Matahari, tetapi beberapa di antaranya keluar ke kromosfer matahari dan korona. Tidak ada yang bisa memastikan, berapa banyak energi suara yang keluar, tetapi kemungkinan besar antara 30 dan sekitar 300 watt per meter persegi permukaan, rata-rata. Ketidakpastian datang karena dinamika permukaan Matahari rumit. Di bagian dalam, kita bisa berpura-pura bahwa medan magnet matahari tidak terlalu mempengaruhi fisika dan menggunakan hidrodinamika, dan di bagian luar (korona) kita bisa berpura-pura bahwa gas itu sendiri tidak terlalu mempengaruhi fisika. Pada lapisan batas di atas permukaan yang terlihat, tidak ada pendekatan yang berlaku dan fisika menjadi terlalu rumit untuk dapat ditelusuri (belum). kita bisa berpura-pura medan magnet matahari tidak banyak mempengaruhi fisika dan menggunakan hidrodinamika, dan di bagian luar (korona) kita bisa berpura-pura bahwa gas itu sendiri tidak terlalu mempengaruhi fisika. Pada lapisan batas di atas permukaan yang terlihat, tidak ada pendekatan yang berlaku dan fisika menjadi terlalu rumit untuk dapat ditelusuri (belum). kita bisa berpura-pura medan magnet matahari tidak banyak mempengaruhi fisika dan menggunakan hidrodinamika, dan di bagian luar (korona) kita bisa berpura-pura bahwa gas itu sendiri tidak terlalu mempengaruhi fisika. Pada lapisan batas di atas permukaan yang terlihat, tidak ada pendekatan yang berlaku dan fisika menjadi terlalu rumit untuk dapat ditelusuri (belum).

Dalam hal dBA, jika semua suara yang bocor itu entah bagaimana dapat merambat ke Bumi, yah mari kita lihat ... Sinar matahari di Bumi dilemahkan sekitar 10.000 kali jarak (yaitu 10.000 kali lebih terang di permukaan Matahari), jadi jika 200 W / m2 suara di Matahari entah bagaimana bisa merambat ke Bumi itu akan menghasilkan intensitas suara sekitar 20 mW / m2. 0dB sekitar 1pW / m2, jadi sekitar 100dB. Di Bumi, sekitar 150.000.000 kilometer dari sumber suara. Suara yang bagus tidak menembus ruang angkasa, kan?

Orang-orang baik di proyek SOHO / MDI menciptakan beberapa file suara osilasi matahari resonan dengan mempercepat data dari instrumen mereka sebanyak 43.000 kali. Anda dapat mendengarnya di sini, di situs web Solar Center . Orang lain melakukan hal yang sama dengan instrumen SDO / HMI, dan menempatkan suara pada video lampu pertama dari SDO . Kedua suara itu, yang terdengar seperti dentingan karet gelang, sangat disaring dari data - mode spasial resonansi tertentu (bentuk suara resonansi) sedang diekstraksi dari data, dan Anda mendengar terutama bahwa mode resonansi tertentu . Suara tanpa filter sebenarnya jauh lebih ribut, dan bagi telinga akan terdengar kurang seperti suara resonansi dan lebih seperti suara.

Sementara posting Sir Cumference adalah jawaban yang sangat menarik, tapi saya khawatir itu salah. Permukaan matahari jelas bergerak, tetapi itu tidak serta merta menghasilkan radiasi suara yang dapat didengar, bahkan jika matahari dan bumi berada dalam medium fluida (seperti udara) yang memungkinkan transfer suara.

Untuk menjelaskan alasannya, kita sebenarnya bisa menerapkan garis analisis yang sama pada lautan bumi. Permukaannya banyak bergerak, jadi suara harus dipancarkan. Namun, kami tidak mendengar apa pun kecuali Anda benar-benar dekat dan memiliki ombak yang pecah.

$150 \cdot 10^{12} m^2$$5 \cdot 10^{24} W$

Jadi mengapa tidak? Agar suara benar-benar terpancar, permukaan harus bergerak secara seragam. Untuk setiap gelombang laut yang menggerakkan udara ke atas, ada gelombang di dekatnya yang menggerakkan udara ke bawah dan oleh karena itu kontribusi hanya membatalkan. Secara teknis, kita perlu menghitung daya dengan mengintegrasikan intensitas normal di seluruh permukaan, intensitas memiliki jumlah komponen positif dan negatif yang sama dan jumlah di atas adalah nol.

Itulah alasan yang sama mengapa Anda meletakkan loudspeaker di dalam kotak: di udara terbuka, gerakan udara dari depan kerucut dan dari belakang kerucut hanya akan membatalkan, jadi Anda memasukkannya ke dalam kotak untuk menyingkirkan terdengar dari belakang.

Jadi saya pikir jawaban sebenarnya di sini adalah: Anda tidak akan mendengar apa-apa karena kontribusi suara dari berbagai bagian permukaan matahari akan membatalkan satu sama lain. Radiasi suara pada jarak itu hanya akan terjadi jika permukaan matahari bergerak seragam, yaitu seluruh matahari mengembang atau berkontraksi. Itu memang terjadi pada tingkat tertentu tetapi hanya pada frekuensi yang sangat, sangat rendah yang tidak terdengar dan di mana radiasi suara jauh lebih efisien.

Bersamaan dengan jawaban lain, yang berbeda, tentang kenyaringan Matahari ada informasi yang tersedia tentang seperti apa suara itu sebenarnya. Saya akan menggambarkannya sebagai variasi bersenandung dengan statis.

Dengarkan audio mentah di video NASA ini: " NASA | Sun Sonification (raw audio) ", versi yang diriwayatkan oleh NASA Goddard: " Sounds of the Sun ", atau kunjungi halaman web Goddard Media Studios: " Sounds of the Sun ". Artikel itu tidak mengatakan apa-apa tentang "kenyaringan".

Halaman web lain di NASA, dengan nama yang sama dengan yang ada di GMS: " Sounds of the Sun ", memberikan beberapa informasi tambahan:

"Matahari tidak diam. Dengungan detak jantung bintang kita yang rendah dan berdenyut memungkinkan para ilmuwan mengintip ke dalam, mengungkapkan sungai besar materi matahari yang mengalir di sekitar mata mereka - eh, telinga. Ahli heliofisika NASA Alex Young menjelaskan bagaimana suara sederhana ini menghubungkan kita dengan Matahari dan semua bintang lain di alam semesta. Karya ini menampilkan suara frekuensi rendah Matahari. Untuk pengalaman mendengarkan terbaik, dengarkan cerita ini dengan headphone.

...

Ini adalah suara matahari yang dihasilkan dari 40 hari data Solar dan Heliospheric Observatory (SOHO) Michelson Doppler Imager (MDI) dan diproses oleh A. Kosovichev . Prosedur yang ia gunakan untuk menghasilkan suara-suara ini adalah sebagai berikut. Dia mulai dengan data kecepatan doppler, rata-rata di atas cakram matahari, sehingga hanya mode derajat sudut rendah (l = 0, 1, 2) yang tersisa. Pemrosesan selanjutnya menghilangkan efek gerakan pesawat ruang angkasa, penyetelan instrumen, dan beberapa titik palsu. Kemudian Kosovichev menyaring data sekitar 3 MHz untuk memilih gelombang suara yang bersih (dan bukan supergranulasi dan kebisingan instrumental). Akhirnya, ia melakukan interpolasi atas data yang hilang dan memperbesar data (mempercepatnya menjadi 42.000 faktor untuk membawanya ke rentang pendengaran manusia yang dapat didengar (kHz)). Untuk lebih banyak file audio, kunjungiStanford Experimental Physics Lab Solar Sounds page. Kredit: A. Kosovichev, Stanford Experimental Physics Lab. "

Seperti dijelaskan di situs web Stanford: " Variasi Kecepatan Suara Matahari " mereka telah mampu menganalisis suara-suara ini untuk menghasilkan plot kerapatan Matahari. Informasi lebih lanjut tersedia di halaman web Stanford: " Helioseismology " di mana mereka menjelaskan:

" Gelombang
Fisika utama dalam seismologi dan helioseismologi adalah gerakan gelombang yang bergairah di interior tubuh (Bumi atau Matahari) dan menyebar melalui medium. Namun, ada banyak perbedaan dalam jumlah dan jenis gelombang untuk lingkungan terestrial dan matahari" .

Untuk Bumi, kita biasanya memiliki satu (atau beberapa) sumber agitasi: gempa bumi.

Bagi Matahari, tidak ada sumber yang menghasilkan gelombang "seismik" matahari. Sumber agitasi yang menyebabkan gelombang matahari yang kita amati adalah proses di daerah konvektif yang lebih besar. Karena tidak ada satu sumber pun, kita dapat memperlakukan sumber-sumber itu sebagai sebuah kontinum, sehingga Matahari yang berdering seperti bel terus-menerus dipukul dengan banyak butiran pasir kecil.

Di permukaan Matahari, gelombang muncul sebagai osilasi gas naik dan turun, diamati sebagai Doppler bergeser garis spektrum. Jika seseorang mengasumsikan bahwa garis spektrum matahari terlihat khas memiliki panjang gelombang sekitar 600 nanometer dan lebar sekitar 10 pikometer, maka kecepatan 1 meter per detik menggeser garis sekitar 0,002 pikometer [ Harvey, 1995, hlm. 34 ]. Dalam helioseismologi, mode osilasi individual memiliki amplitudo tidak lebih dari sekitar 0,1 meter per detik. Oleh karena itu tujuan pengamatan adalah untuk mengukur pergeseran garis spektrum ke akurasi bagian per juta lebarnya.

Mode Osilasi
Tiga jenis gelombang yang diukur atau dicari oleh helioseismologis adalah: gelombang akustik, gravitasi, dan gravitasi permukaan. Ketiga gelombang ini menghasilkan mode p , mode g, dan mode f, masing-masing, sebagai mode resonansi osilasi karena Matahari bertindak sebagai rongga resonansi. Ada sekitar 10 ^ 7 mode p dan f saja. [Harvey, 1995, hlm. 33]. Setiap mode osilasi mengambil sampel berbagai bagian interior matahari. Spektrum osilasi yang terdeteksi muncul dari mode dengan periode mulai dari sekitar 1,5 menit hingga sekitar 20 menit dan dengan panjang gelombang horizontal antara kurang dari beberapa ribu kilometer hingga panjang bola dunia surya [ Gough dan Toomre, hal. 627, 1991 ].

Gambar di bawah ini dihasilkan oleh komputer untuk mewakili gelombang akustik (gelombang mode p) beresonansi di interior Matahari.

Gambar di atas menunjukkan satu set gelombang berdiri dari getaran Matahari. Di sini, urutan radial adalah n = 14, derajat sudut adalah l = 20, dan urutan sudut adalah m = 16. Merah dan biru menunjukkan perpindahan elemen dari tanda yang berlawanan. Frekuensi mode ini ditentukan dari data MDI adalah 2935,88 +/- 0,2 microHz.

Halaman web wikipedia tentang Helioseismologi menawarkan bagan kekuatan ini:

Analisis mode-p Matahari ditawarkan dalam: " Variasi aktivitas yang terkait dengan amplitudo mode-p tingkat tinggi, lebar, dan energi di daerah aktif surya " (21 Januari 2014), oleh RA Maurya, A. Ambastha dan J Chae. Di bagian 3 mereka menyediakan rumus untuk mengubah resonansi 3 dimensi menjadi amplitudo:

...

" 1. Pendahuluan

$ℓ$$\small{k^2_h = \frac{l(l+1)}{r^2}}$$ω$

$$\frac{l(l+1)}{r^2_t} = \frac{w^2}{c^2_s(r_t)}, \tag{1}$$

di mana adalah kedalaman dari titik balik yang lebih rendah. Masa hidup mode tingkat tinggi jauh lebih pendek daripada waktu tempuh suara di sekitar Matahari, oleh karena itu efek lokal lebih penting untuk mode ini daripada mode tingkat rendah, yang memiliki panjang gelombang horizontal lebih panjang dan masa hidup lebih lama. Sangat mungkin bahwa gelombang akustik tingkat tinggi bukan mode global, yaitu, mereka tidak tetap koheren saat bepergian melintasi keliling untuk mengganggu diri mereka sendiri. Oleh karena itu, mereka secara lokal dapat dianggap sebagai gelombang horizontal yang terperangkap secara vertikal. Ini diamati sebagai gerakan photospheric disimpulkan dari pergeseran Doppler dari garis spektral photospheric.$r_t$

...

3. Teknik analisis
3.1. Diagram dering dan parameter mode-p

Untuk memperkirakan parameter mode-p yang sesuai dengan area yang dipilih di atas Matahari, wilayah yang diminati dilacak dari waktu ke waktu. Area spatio-temporal ini didefinisikan oleh array (atau data cube) dimensi . Di sini, dua dimensi pertama ( ) sesuai dengan ukuran spasial dari wilayah aktif (AR) sepanjang - dan -aksi, mewakili arah zonal dan meridional, dan yang ketiga ( ) ke waktu$N_x × N_y × N_t$$N_x,N_y$$x$$y$$N_t$$t$dalam menit. Kubus data yang digunakan untuk analisis diagram lingkaran biasanya memiliki durasi 1664 menit dan luas tutup 16 ° × 16 ° berpusat di sekitar lokasi yang menarik. Pilihan area ini merupakan kompromi antara resolusi spasial pada Matahari, kisaran kedalaman dan resolusi dalam bilangan gelombang spasial dari spektrum daya. Ukuran yang lebih besar memungkinkan mengakses lapisan sub-photospheric yang lebih dalam, tetapi hanya dengan resolusi spasial yang lebih kasar. Di sisi lain, ukuran yang lebih kecil tidak hanya membatasi akses ke lapisan yang lebih dalam, tetapi juga membuat pemasangan cincin lebih sulit.

Koordinat spasial piksel dalam gambar yang dilacak tidak selalu bilangan bulat. Untuk menerapkan transformasi Fourier tiga dimensi pada kubus data yang dilacak, kami menginterpolasi koordinat gambar yang dilacak ke nilai integer, yang kami gunakan metode interpolasi sinc. Tiga dimensi transformasi Fourier kubus data memotong cincin di dekat tepi karena aliasing frekuensi yang lebih tinggi ke sisi yang lebih rendah. Untuk menghindari efek pemotongan, kami apodized data cube baik dalam dimensi spasial dan temporal. Apodisasi spasial diperoleh dengan metode lonceng 2D-kosinus, yang mereduksi area 16 ° × 16 ° menjadi bidang melingkar dengan jari-jari 15 ° ( Corbard et al. 2003 ).

Sinyal kecepatan photospheric yang diamati dalam data cube adalah fungsi dari posisi ( ) dan waktu ( ). Biarkan sinyal kecepatan dalam domain frekuensi menjadi , di mana, dan adalah frekuensi spasial masing-masing dalam arah dan , dan ω adalah frekuensi sudut osilasi. Kemudian data kubus dapat ditulis sebagai$v(x,y,t)$$x,y$$t$$f(k_x,k_y,ω)$$k_x$$k_y$$x$$y$$v(x,y,t)$

$$v(x,y,t) = \int \int \int f(k_x,k_y,\omega)e^{i(k_x x + k_y y + \omega t)} dk_x dk_y d\omega.\tag{2}$$

Amplitudo osilasi mode-p dihitung dengan menggunakan transformasi Fourier tiga dimensi Persamaan. (2) Spektrum daya diberikan oleh $f(k_x,k_y,ω)$

$$P(k_x,k_y,\omega) = \left | f(k_x,k_y,\omega) \right |^2. \tag{3}$$

5. Ringkasan dan kesimpulan

Kami mempelajari sifat-sifat p-mode tingkat tinggi dari sampel beberapa AR yang menyala dan tidak aktif dan QR terkait, diamati selama siklus matahari 23 dan 24 menggunakan teknik diagram-cincin, dengan asumsi gelombang pesawat, dan hubungannya dengan aktivitas magnet dan suar. Perubahan dalam parameter mode-p adalah efek gabungan dari siklus tugas, foreshortening, aktivitas magnetik dan suar, dan ketidakpastian pengukuran .

Amplitudo mode-p ( ) dan kekuatan latar belakang ( ) ARs ditemukan berkurang dengan jarak sudutnya dari pusat disk, sementara lebarnya meningkat perlahan. Efek dari foreshortening pada mode amplitudo dan lebar konsisten dengan laporan oleh Howe et al. (2004) . Penurunan amplitudo mode dengan jarak muncul karena dengan meningkatnya jarak dari pusat cakram, kami hanya mengukur komponen kosinus dari perpindahan vertikal. Selain itu, foreshortening menyebabkan penurunan resolusi spasial Dopplergram saat kami mengamati semakin dekat ke arah tungkai. Ini mengurangi resolusi spasial yang ditentukan pada Matahari dalam arah center-to-ekstrem, dan karenanya menyebabkan kesalahan pengamatan sistematis.$A$$b_0$ A$A$

Efek terbesar kedua pada parameter mode-p disebabkan oleh siklus kerja. Kami menemukan bahwa amplitudo mode meningkat dengan meningkatnya siklus tugas, sementara lebar mode dan kekuatan latar belakang menunjukkan tren yang berlawanan. Hasil serupa dilaporkan sebelumnya untuk amplitudo dan lebar p-mode global, misalnya oleh Komm et al. (2000a) . Para penulis ini melaporkan peningkatan terkuat dalam lebar mode dan pengurangan amplitudo dengan siklus tugas ketika nilainya lebih rendah. Perubahan dalam parameter mode ini mungkin disebabkan oleh peningkatan sampel sinyal di kubus data. Namun, kami menemukan bahwa untuk beberapa mode dalam pita lima menit dan frekuensi tinggi, amplitudo mode tidak meningkat secara signifikan dengan siklus kerja. Efek dari siklus tugas berkurang dengan meningkatnya tingkat harmonik$ℓ$. Untuk mempelajari hubungan parameter mode dengan aktivitas magnetik dan suar, kami mengoreksi parameter mode semua AR dan QR untuk fororting. ... "

Kenyaringan yang tepat , seperti yang dihitung di atas, adalah fungsi di mana dan kapan Anda mengukur.

Laman web Wikipedia: Gambar Chladni (datar), resonansi mekanik , dan resonansi Helmholtz (bidang yang dipenuhi udara) menyediakan beberapa informasi terkait tentang kesulitan dan kompleksitas perhitungan. Makalah: " Sebuah ulasan tentang Asteroseismologi " (7 Nov 2017), oleh Maria Pia Di Mauro membahas gelombang berdiri yang bergerak di dalam bintang yang mengganggu secara konstruktif dengan diri mereka sendiri sehingga memunculkan mode resonansi.