태양은 얼마나 시끄 럽습니까?

소리는 우주를 통과 할 수 없습니다. 그러나 가능하다면 태양은 얼마나 시끄러울까요? 소리가 지구의 생명에 위험한가요, 아니면이 거리에서 거의들을 수 없습니까?

태양은 엄청나게 큽니다. 표면은 평방 미터마다 수천에서 수만 와트의 전력을 생성합니다. 록 콘서트 나 경찰 사이렌의 앞쪽 스피커를 통한 전력 플럭스의 10 배에서 100 배 정도입니다. 이 경우 "스피커 표면"을 제외하고는 태양 표면 전체가 지구 표면적보다 약 10,000 배 더 큽니다.

"user10094"의 말에도 불구하고, 실제로 SDO의 HMI 또는 SOHO의 MDI와 같은 계측기 또는 지상의 공 관측소와 같은 계측기는 태양이 보이는 표면의 모든 곳에서 도플러 편이를 측정합니다. 실제로 태양 전체에서 공명하는 음파 (음, 적외선 파)를 볼 수 있습니다! 멋지다? 태양이 크기 때문에 음파는 매우 깊은 주파수에서 공명합니다. 일반적인 공진 모드에는 5 분의주기가 있으며 한 번에 약 백만 개가 있습니다.

태양의 공진 모드는 무언가에 의해 흥분됩니다. 그것은 대류 난류의 엄청난 광대역 급증입니다. 대류에 의해 열이 태양 표면으로 전달됩니다. 뜨거운 물질이 외부 층을 통해 올라와 표면에 도달하고 (햇빛을 발산하여) 냉각되고 가라 앉습니다. "전형적인"대류 셀은 텍사스 크기 정도이며 망원경을 통해 볼 때 작은 알갱이처럼 보이기 때문에 "과립"이라고합니다. 각각의 크기 (텍사스 크기, 기억)는 상승하고 빛을 분산 시키며 5 분 안에 가라 앉습니다. 그것은 라켓을 만들어냅니다. 한 번에 태양 표면 전체에 천만 개가 있습니다. 그 소리 에너지의 대부분은 태양으로 바로 다시 반사되지만, 그 중 일부는 태양 색체와 코로나로 방출됩니다. 아무도 그 소리 에너지가 얼마나 많이 나오는지 확신 할 수는 없지만 평균적으로 표면의 평방 미터당 약 30와 약 300 와트 사이 일 가능성이 높습니다. 태양의 표면 역학이 까다로워서 불확실성이 생긴다. 깊은 실내에서는 태양 자기장이 물리학에 많은 영향을 미치지 않고 유체 역학을 사용한다고 가정 할 수 있으며, 외부 (코로나)에서는 가스 자체가 물리에 크게 영향을 미치지 않는 척할 수 있습니다. 가시 표면 위의 경계층에서는 근사치가 적용되지 않으며 물리학은 다루기 어려워 아직 까다로워집니다 (아직). 우리는 태양 자기장이 물리학에 많은 영향을 미치지 않고 유체 역학을 사용하는 척할 수 있으며, 외부 (코로나)에서는 가스 자체가 물리학에 크게 영향을 미치지 않는 척할 수 있습니다. 가시 표면 위의 경계층에서는 근사치가 적용되지 않으며 물리학은 다루기 어려워 아직 까다로워집니다 (아직). 우리는 태양 자기장이 물리학에 많은 영향을 미치지 않고 유체 역학을 사용하는 척할 수 있으며, 외부 (코로나)에서는 가스 자체가 물리학에 크게 영향을 미치지 않는 척할 수 있습니다. 가시 표면 위의 경계층에서는 근사치가 적용되지 않으며 물리학은 다루기 어려워 아직 까다로워집니다 (아직).

dBA의 관점에서, 누출 된 소리가 모두 지구로 전파 될 수 있다면, 잘 보자 ... 지구의 햇빛은 거리에 따라 약 10,000 배 (즉, 태양 표면에서 10,000 배 더 밝게) 약 200W라면 태양에서 / m2의 소리는 어떻게 든 지구로 전파 될 수 있으며 약 20mW / m2의 소리 강도를 산출합니다. 0dB는 약 1pW / m2이므로 약 100dB입니다. 지구에서는 음원에서 약 150,000,000km 떨어져 있습니다. 좋은 소리는 우주를 통과하지 않습니다.

SOHO / MDI 프로젝트의 좋은 사람들은 기기의 데이터 속도를 43,000 배 빠르게하여 공진 태양 진동의 사운드 파일을 만들었습니다. Solar Center 웹 사이트 에서 여기를들을 수 있습니다 . 다른 사람이 SDO / HMI 악기로 동일한 작업을 수행하고 SDO의 첫 번째 조명 비디오의 사운드를 대체했습니다 . 고무 밴드 wanging과 같은 종류의 사운드는 데이터에서 크게 필터링됩니다. 데이터에서 특정 공진 공간 모드 (공진 사운드의 형태)가 추출되므로 주로 해당 공진 모드를들을 수 있습니다. . 필터링되지 않은 실제 사운드는 훨씬 더 협소 한 소리이며, 귀에는 공명 사운드처럼 들리지 않고 노이즈처럼 들립니다.

Cumference 경의 게시물은 매우 흥미로운 답변이지만, 그것이 잘못되어 두렵습니다. 태양의 표면은 분명히 움직이고 있지만, 태양과 지구가 유체 매체 (예 : 공기)에서 소리를 전달할 수있는 곳이라하더라도 반드시 가청 소리를 방출하지는 않습니다.

이유를 설명하기 위해 실제로 동일한 분석을 지구의 바다에 적용 할 수 있습니다. 표면이 많이 움직이므로 소리가 나야합니다. 그러나 우리는 당신이 실제로 가까이 있고 파동이 없다면 아무것도 듣지 않습니다.

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

그래서 왜 안돼? 소리가 실제로 방출 되려면 표면이 균일하게 움직여야합니다. 공기를 위로 움직이는 모든 파도에는 공기가 아래로 움직이는 파도가 근처에 있으므로 기부금이 취소됩니다. 기술적으로 말하면 전체 표면에 법선 강도를 적분하여 전력을 계산해야하며, 강도는 양과 음의 성분이 같으며 그 합은 0입니다.

라우드 스피커를 상자에 넣는 이유도 마찬가지입니다. 야외에서는 콘 앞쪽과 콘 뒤쪽에서 나오는 공기 운동이 단순히 취소되므로 상자에 넣어서 제거하십시오. 후면에서 소리가납니다.

그래서 나는 여기서 진정한 해답을 얻을 수 있다고 생각합니다. 태양 표면의 다른 부분에서 나오는 소리가 서로 상쇄되기 때문에 전혀 아무것도들을 수 없습니다. 그 거리에 걸친 소리 방사는 태양의 표면이 균일하게 움직일 때, 즉 전체 태양이 팽창하거나 수축하는 경우에만 발생합니다. 그것은 어느 정도 일어나지 만들을 수없고 소리 방사가 훨씬 덜 효율적인 매우 낮은 주파수에서만 발생합니다.

태양의 소리 크기에 대한 다른 대답과 함께 실제로 소리에 대한 정보가 있습니다. 나는 정적과 함께 다양한 허밍으로 묘사 할 것입니다.

NASA Goddard의 내레이션 버전 인 " NASA | Sun Sonification (raw audio) ": " Suns of the Sun "또는 Goddard Media Studios 웹 페이지 " Suns of the Sun "을 방문하십시오 . 이 기사는 "소리의 크기"에 대해서는 아무 말도하지 않습니다.

NASA의 다른 웹 페이지 인 GMS의 웹 페이지와 동일한 이름 인 " Sounds of the Sun "은 다음과 같은 추가 정보를 제공합니다.

"태양은 조용하지 않다. 우리 별의 심장 박동 이 낮고 펄럭이는 윙윙 거리는 소리 로 과학자들은 안으로 들여다 보면서 눈앞에서 흐르는 거대한 태양 물질의 강을 눈으로 볼 수있게한다. 태양과 우주의 다른 모든 별들이 작품은 태양의 저주파 소리를 특징으로하며 최고의 청취 경험을 위해 헤드폰으로이 이야기를 들어보십시오.

...

40 일의 SOHO ( Solaris and Heliospheric Observatory)의 MDI (Michelson Doppler Imager) 데이터에서 생성되어 A. Kosovichev가 처리 한 태양 음 입니다. 이 사운드를 생성하는 데 사용한 절차는 다음과 같습니다. 그는 도플러 속도 데이터로 시작하여 태양 디스크에 대해 평균을 내렸으므로 낮은 각도 (l = 0, 1, 2)의 모드 만 남았습니다. 후속 처리는 우주선의 모션 효과, 장비 튜닝 및 일부 허위 점을 제거했습니다. 그런 다음 Kosovichev는 약 3MHz로 데이터를 필터링하여 깨끗한 음파 (초과 립 및 악기 소음 제외)를 선택했습니다. 마지막으로, 그는 누락 된 데이터에 대해 보간하고 데이터를 스케일링했습니다 (가청 인간 청각 범위 (kHz)로 가져 오기 위해 데이터를 42,000 배 증가) 더 많은 오디오 파일을 보려면Stanford Experimental Physics Lab Solar Sounds 페이지. 학점 : A. Kosovichev, Stanford Experimental Physics Lab. ".

Stanford 웹 페이지 " 태양 음 속도 변화 " 에 설명 된 것처럼 태양 의 밀도 플롯을 생성하기 위해 이러한 소리를 분석 할 수있었습니다. 자세한 정보는 Stanford의 웹 페이지 " Helioseismology "에서 확인할 수 있습니다.

" 파동
지진학과 헬리오스 리즘의 주요 물리학은 몸의 (지구 나 태양) 내부에서 흥분되어 매체를 통해 전파되는 파동입니다. 그러나 지상파와 태양 광 환경의 파동 수와 유형에는 많은 차이가 있습니다. .

지구의 경우 일반적으로 하나 또는 여러 가지 동요 원 (지진)이 있습니다.

태양의 경우 어느 누구도 태양의 "지진"파를 생성하지 않습니다. 우리가 관찰하는 태양 파를 일으키는 교반 원은 더 큰 대류 지역의 과정입니다. 소스가 하나도 없기 때문에 소스를 연속체로 취급 할 수 있으므로, 울리는 태양은 많은 작은 모래 알갱이로 계속 치는 종과 같습니다.

태양 표면에서 파도는 도플러가 스펙트럼 선의 이동으로 관찰되는 가스의 상하 진동으로 나타납니다. 전형적인 가시 태양 스펙트럼 선이 약 600 나노 미터의 파장과 약 10 피코 미터의 폭을 갖는다 고 가정하면, 초당 1 미터의 속도는 약 0.002 피코 미터로 선을 이동시킨다 [ Harvey, 1995, pp. 34 ]. helioseismology에서 개별 진동 모드는 초당 약 0.1 미터 이하의 진폭을가집니다. 따라서 관측 목표는 폭의 백만 분의 1의 정확도로 스펙트럼 선의 이동을 측정하는 것입니다.

Oscillation Modes Helioseismologists가 측정하거나 찾는
세 가지 종류의 파동 은 음향, 중력, 표면 중력파입니다. 이 3 개의 파는 태양이 공진 공동으로 작용하기 때문에 공진 진동 모드로서 p 모드 , g 모드 및 f 모드를 각각 생성 합니다. 약 10 ^ 7 p 및 f 모드 만 있습니다. [Harvey, 1995, pp. 33]. 각 진동 모드는 태양 내부의 다른 부분을 샘플링합니다. 검출 된 진동의 스펙트럼은 약 1.5 분 내지 약 20 분 범위의 태양 모드와 태양 지구의 길이에 대해 수 천 킬로미터 미만의 수평 파장을 갖는 모드로부터 발생한다 [ Gough and Toomre, p. 627, 1991 ].

아래 이미지는 컴퓨터에 의해 생성되어 태양 내부에서 공명하는 음향 파 (p 모드 파)를 나타냅니다.

위의 그림은 태양 진동의 정재파를 보여줍니다. 여기에서 방사형 차수는 n = 14이고, 각도도는 l = 20이며, 각 차수는 m = 16입니다. 빨간색과 파란색은 반대 부호의 요소 변위를 나타냅니다. MDI 데이터로부터 결정된이 모드의 주파수는 2935.88 +/- 0.2 microHz입니다.

Helioseismology 의 Wikipedia 웹 페이지는 다음과 같은 파워 차트를 제공합니다.

"태양의 P-모드의 분석에 제공 하였다 태양 활성 영역에서 높은 정도의 P 모드 크기, 폭 및 에너지의 활동과 관련된 변화 RA 마우리, A. Ambastha 및 J로,"(2,014 일월 21) 채. 3 장에서는 3 차원 공명을 진폭으로 변환하는 공식을 제공합니다.

...

" 1. 소개

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

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

$r_t$

...

3. 분석 기법
3.1. 링 다이어그램 및 p 모드 파라미터

$N_x × N_y × N_t$$N_x,N_y$$x$$y$$N_t$$t$몇 분 안에. 링 다이어그램 분석에 사용 된 데이터 큐브는 일반적으로 1664 분의 지속 시간과 관심 위치를 중심으로 16 ° x 16 °의 커버 영역을 갖습니다. 이러한 영역 선택은 태양의 공간 분해능, 깊이 범위 및 전력 스펙트럼의 공간 파수에서의 분해능 사이의 절충입니다. 크기가 클수록 더 깊은 하위 광도 층에 액세스 할 수 있지만 더 거친 공간 해상도로만 액세스 할 수 있습니다. 반면에, 더 작은 크기는 더 깊은 층으로의 접근을 제한 할뿐만 아니라 링의 피팅을 더욱 어렵게 만든다.

추적 이미지에서 픽셀의 공간 좌표가 항상 정수는 아닙니다. 추적 된 데이터 큐브에 3 차원 푸리에 변환을 적용하기 위해 추적 된 이미지의 좌표를 정수 값으로 보간하여 sinc 보간법을 사용합니다. 데이터 큐브의 3 차원 푸리에 변환은 더 낮은 쪽을 향한 더 높은 주파수의 앨리어싱으로 인해 가장자리 근처의 링을 자릅니다. 잘림 효과를 피하기 위해 공간 및 시간 차원에서 데이터 큐브를 확대했습니다. 공간 아포 디제이 션은 2D- 코사인 벨 방법에 의해 얻어 졌는데, 이는 16 ° x 16 ° 영역을 반경 15 °의 원형 패치로 감소시킵니다 ( Corbard et al. 2003 ).

$v(x,y,t)$$x,y$$t$$f(k_x,k_y,ω)$$k_x$$k_y$$x$$y$$v(x,y,t)$

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

$f(k_x,k_y,ω)$

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

5. 요약 및 결론

우리는 링-다이어그램 기술을 사용하고, 평면파를 가정하고, 자기 및 플레어 활동과의 연관성을 고려하여 태양주기 23 및 24 동안 관찰 된 몇몇 플레어 링 및 휴면 AR 및 관련 QR의 샘플의 고도 p- 모드 특성을 연구 하였다. p- 모드 파라미터의 변화는 듀티 사이클, 단축, 자기 및 플레어 활동 및 측정 불확실성의 결합 된 효과입니다 .

$A$$b_0$$A$디스크 중심으로부터의 거리가 멀어 질수록 수직 변위의 코사인 성분 만 측정하기 때문에 거리가 멀어집니다. 더욱이 단축은 사지쪽으로 점점 더 가까워짐에 따라 도플러 그램의 공간 해상도가 감소합니다. 이것은 중심에서 사지 방향으로 태양에서 결정된 공간 분해능을 감소 시키므로 체계적인 관측 오류를 초래합니다.

p 모드 파라미터에 대한 두 번째로 큰 영향은 듀티 사이클에 의해 발생합니다. 듀티 사이클이 증가함에 따라 모드 진폭이 증가하는 반면 모드 폭과 배경 전력은 반대 경향을 나타냅니다. 예를 들어 Komm et al.에 의해 전체 p- 모드 진폭 및 폭에 대해 유사한 결과가 이전에보고되었다 . (2000a) . 이 저자들은 값이 낮을 때 듀티 사이클로 모드 폭이 가장 크게 증가하고 진폭이 감소한다고보고했습니다. 모드 매개 변수의 이러한 변경은 데이터 큐브의 신호 샘플 증가로 인해 발생할 수 있습니다. 그러나 5 분 및 고주파 대역의 몇 가지 모드의 경우 듀티 사이클에 따라 모드 진폭이 크게 증가하지 않습니다. 듀티 사이클의 효과는 고조파도 가 증가함에 따라 감소합니다$ℓ$. 자기 및 플레어 활동과 모드 매개 변수의 관계를 연구하기 위해 단축을 위해 모든 AR 및 QR의 모드 매개 변수를 수정했습니다. ... ".

위에서 계산 한 정확한 소리 크기 는 측정 위치 및 시간의 함수입니다.

Wikipedia 웹 페이지 : Chladni 수치 (평면), 기계적 공명 및 Helmholtz 공명 (공기 채워진 구)은 계산의 어려움과 복잡성에 대한 관련 정보를 제공합니다. Maria Pia Di Mauro의 " Asteroseismology에 대한 검토 "(2017 년 11 월 7 일) 논문 은 공진 모드를 일으키는 자체적으로 건설적으로 간섭하는 항성 파를 논의합니다.