La tecnica denominata eliosismologia si è evoluta grazie alla scoperta della propagazione delle onde sonore nel Sole negli anni ’60 (Leighton, et al. 1962) e alla sua spiegazione negli anni ’70 (Ulrich 1970, Leibacher e Stein 1971). Deriva dalle parole Helios (sole), seismos (terremoti) e logos (studio).
L’eliosismologia è analoga alla geosismologia, dove le onde sismiche che viaggiano attraverso l’interno della Terra rivelano ciò che è sotto la superficie; allo stesso modo, nell’eliosismologia le onde che si propagano all’interno del Sole ci parlano degli strati nascosti. Tuttavia, il Sole è in uno stato di continua oscillazione e i modi in cui il Sole oscilla sono prevalentemente di natura acustica.
Ci sono milioni di distinte onde sonore risonanti, viste dallo spostamento Doppler della luce emessa sulla superficie del Sole. I periodi di queste onde dipendono dalle loro velocità di propagazione e dalla profondità delle loro cavità risonanti, e il gran numero di modi risonanti, con cavità diverse, permette di costruire sonde estremamente strette della temperatura, composizione chimica e moti appena al di sotto del superficie fino al nucleo stesso del Sole.
Pertanto, le oscillazioni osservate sulla superficie solare forniscono un input unico per studiare gli strati invisibili del Sole che non possono essere studiati altrimenti. Questi sono modi a frequenza molto bassa (3 mHz, con un periodo di cinque minuti), e le loro frequenze e altre proprietà osservate delle oscillazioni cambiano dalla variazione della temperatura interna, della composizione e dei movimenti del Sole.
Requisiti di osservazione dell’eliosismologia
La misurazione critica in eliosismologia è la frequenza precisa di ciascuna modalità di interesse. Questo fatto guida le strategie sia strumentali che osservative di quasi tutti gli studi. Come per qualsiasi misura di frequenza, più cicli contigui si osservano, più preciso è il risultato. Dato il lungo periodo dei cicli, fare buone misurazioni significa fare osservazioni molto lunghe.
Va inoltre notato che la durata delle modalità può essere piuttosto lunga. L’evidenza suggerisce che alcune modalità hanno una durata di un giorno o due, mentre altre modalità sembrano avere una durata di molti mesi. Quindi, se si vuole misurare la larghezza intrinseca della riga spettrale acustica, si deve osservare per un certo numero di vite di modo. L’effetto finale è che, sia per la frequenza che per la larghezza della linea, questioni di osservazione molto basilari militano verso l’esecuzione di osservazioni contigue per periodi di molti mesi o più.
C’è un problema evidente nel fare osservazioni ininterrotte da un singolo sito terrestre. Tali osservazioni da qualsiasi luogo tranne che all’interno dei circoli artici o antartici saranno interrotte dal ciclo diurno. Ciò porta a una serie temporale che è il prodotto di una funzione finestra di onda quadra nominale e delle oscillazioni solari essenzialmente sinusoidali. Lo spettro risultante è costituito da ciascuna vera linea solare circondata da una foresta di lobi laterali artefatti corrispondenti alle armoniche della frequenza di 1 giorno.
Questa complessa struttura del lobo laterale è piuttosto densa e può rendere molto difficile distinguere tra i segnali solari e gli artefatti. Inoltre, anche le interruzioni aperiodiche aumentano il livello generale del rumore di fondo quando la serie temporale viene trasformata in spazio delle frequenze.
Andando oltre i tecnicismi sperimentali, è ormai ben stabilito che le frequenze modali cambiano nel tempo (Libbrecht e Woodard 1990) e hanno una forte correlazione con l’attività solare superficiale. Pertanto, i cambiamenti osservabili della superficie che si verificano con il ciclo solare di 11 anni sono correlati ai cambiamenti nella struttura del sottosuolo del Sole. Poiché le frequenze sono determinate dalla struttura interna del Sole, ci si aspetterebbe che anche loro cambino ciclicamente.
Gli studi di eliosismologia rivelano che il 30% esterno dell’interno del Sole, cioè la zona di convezione, mostra una rotazione differenziale con la latitudine che persiste con la profondità: alle basse latitudini solari la rotazione è più rapida, con un periodo di rotazione di circa 25 giorni, mentre alle alte latitudini i periodi di rotazione nella zona convettiva superano i 30 giorni. Queste velocità sono coerenti con la rotazione superficiale dedotta dalle misurazioni dei movimenti di elementi magnetici come le macchie solari.
Appena sotto la zona di convezione e sopra la zona radiativa, la velocità di rotazione cambia in modo significativo in uno strato sottile chiamato “tachocline“. Si ritiene che i movimenti di taglio lungo questa interfaccia siano la fonte del magnetismo del Sole, che si manifesta con il ciclo di attività solare di circa 11 anni sopra la superficie solare. Al di sotto della zona di convezione a circa 0,25 raggi solari,
Questi studi sono sostanzialmente divisi in due gruppi; l’eliosismologia globale, che utilizza i modi risonanti del Sole e l’eliosismologia locale, che utilizza tutte le onde che si propagano sulla superficie del Sole.
L’analisi dei dati utilizzando gli strumenti dell’eliosismologia globale ha aggiunto nuove dimensioni alle scoperte della struttura interna solare come la velocità di rotazione, le cosiddette oscillazioni torsionali e i parametri strutturali. Le oscillazioni torsionali sono schemi di bande variabili nel tempo di flusso zonale che migrano verso l’equatore e i poli durante il ciclo solare. Questi forniscono indizi per l’inizio del nuovo ciclo solare diversi anni prima della sua comparsa sulla superficie solare.
Con l’aggiornamento della camera CCD degli strumenti GONG nel 2001, gli studi sull’interno solare sono entrati in una nuova era aumentando la risoluzione spaziale delle osservazioni e consentendo all’eliosismologia di studiare regioni localizzate sulla superficie solare.
Queste aree localizzate sono utilizzate per dedurre le caratteristiche modali in funzione della latitudine e longitudine eliografica e della profondità, in particolare, estendendo le capacità di inferenze solari interne come il movimento del plasma in direzione nord-sud (circolazione meridionale), la dinamica e struttura del sottosuolo delle regioni attive e indagini relative alla meteorologia spaziale.
Questi includono le regioni attive sul lato invisibile del sole prima che appaiano sul lato anteriore (mappe eliosismiche del lato lontano), comparsa di regioni attive sul fronte e parametri del sottosuolo legati alle eruzioni di flare. Sono inoltre in corso sforzi per osservare le oscillazioni solari a più altezze nell’atmosfera solare, che ci consentono di studiare la sensibilità delle inferenze eliosismiche alla scelta dell’altezza di osservazione e anche di fornire una struttura tridimensionale dell’atmosfera solare.
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