1 / 28

Cesta do středu Slunce (Co a jak zkoumá helioseismologie) ‏ Michal Švanda

Cesta do středu Slunce (Co a jak zkoumá helioseismologie) ‏ Michal Švanda Astronomický ústav UK, Praha Astronomický ústav AV ČR, v. v. i., Ondřejov. Slunce jako hvězda. Sp. třída G2, hlavní posloupnost 4,5 mld let, v „nejlepších letech“ Ještě 6,4 mld let na hlavní posloupnosti

tadhg
Télécharger la présentation

Cesta do středu Slunce (Co a jak zkoumá helioseismologie) ‏ Michal Švanda

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Cesta do středu Slunce (Co a jak zkoumá helioseismologie)‏ Michal Švanda Astronomický ústav UK, Praha Astronomický ústav AV ČR, v. v. i., Ondřejov

  2. Slunce jako hvězda • Sp. třída G2, hlavní posloupnost • 4,5 mld let, v „nejlepších letech“ • Ještě 6,4 mld let na hlavní posloupnosti • Za cca 8 mld let jen bílý trpaslík

  3. Struktura Slunce • Jádro • Zářivá vrstva • Konvektivní vrstva • Fotosféra • Chromosféra • (Přechodová vrstva)‏ • Koróna

  4. Fotosféra • Zdroj převážné většiny záření • 300 km, opticky tlustá, změna hustoty o 3 řády • Pozorována odjakživa, po ztlumení pouhým okem • Skvrny, granulace, ...

  5. Dopplergramy • Rychlost plazmatu k pozorovateli v každém bodě, měřeno z dopplerova jevu • Rotace plazmatu, supergranulace – existence, jejich vnitřní struktura, magnetická pole • Oscilace (MDI, Gong)‏

  6. Helioseismologie • Sluneční oscilace • Odezva hydrodynamických nestabilit • p, g, f mody • 5minutové nejsilnější („komorní a“)‏ • Měření oscilací v celkovém zářivém toku nebo rychlostech

  7. Hydrodynamické nestability

  8. Teorie • Odezva hydrodynamických poruch v nitru • Závislé na slunečním modelu • Přímá úloha – výpočet spektra oscilací na základě modelu

  9. k- diagram • k- diagram – měřené spektrum oscilací ve fotosféře • Důsledek stojatých vln • |k| = 2 / , směr jako směr šíření vlny •  = 2 f

  10. Prostorové vlny • n, l, m čísla popisující prostorovou vlnu • n – počet uzlových rovin od středu k povrchu • l – počet uzlových rovin na povrchu • m – počet uzlových rovin procházejících pólem • Sférické harmoniky

  11. Inverzní úloha • Podstata helioseismologie • Z měřeného spektra oscilací se usuzuje na hodnotu volných parametrů modelu • Závislost výkonu konkrétního modu na hloubce v nitru

  12. Globální/lokální ? • Globální helioseismologie • Stanovení volných parametrů slunečního modelu • Průběhy stavových funkcí • „Slunce jako hvězda“ • Aplikovatelná i u jiných hvězd • Lokální helioseismologie • Studium lokálního šíření oscilací • Ring-diagram, time-distance, helioseismická holografie

  13. Ring-diagram • k- diagram do 3D (kx, ky, )‏ • Řezy v rovině (kx, ky) – ideálně koncentrické kruhy, v případě existence poruchy pak kruhy posunuté • Měření vnitřních toků se špatným rozlišením

  14. Time-distance • Měření cestovních časů vzruchů z místa vzniku po okolí • Ideálně kružnice, v případě poruch pak deformovaná kružnice – deformace vypovídá o poruše samotné

  15. Helioseismická holografie • Ekvivalent time-distance metody • Mapování poruch na odvrácené straně Slunce

  16. Výsledky získané s pomocí helioseismologie • Upřesnění slunečního modelu • Informace o proudění plazmatu v podpovrchových vrstvách • Informace o slunečních skvrnách – jsou velmi mělké • Mapování magnetických polí na odvrácené straně – důležité pro předpovědi aktivity

  17. Konvekce pod povrchem • „Var vody v hrnci“ • Konvektivní zóna od 0,7 poloměru Slunce • Mnoho módů, nejznámější granulace

  18. Diferenciální rotace • Záležitost konvektivní obálky • Závislost průměrné zonální rychlosti na heliografické šířce a hloubce v nitru • Měřena všemi metodami, avšak různě, pro různé objekty různá

  19. Torzní oscilace • Pásy větší rychlosti, postupně se stěhující k rovníku s hlavním cyklem sluneční aktivity • Povrchová záležitost • Vznik a mechanismus migrace nejistý, nepochybně souvisí s magnetickými poli

  20. Meridionální cirkulace • Pomalý proud od rovníku k pólům (~10 m/s)‏ • Zřejmě odpovědný za recyklaci starých magnetických polí, přepólování a řízení magnetického cyklu

  21. Meridionální rotace v čase

  22. Podpovrchová velkoškálová dynamika

  23. Přenos momentu hybnosti

  24. Sluncetřesení (1)‏

  25. Sluncetřesení (2)‏

  26. Pohyby pod sluneční skvrnou • Time-distance výsledek • Jediné pozorování lehce upřednostňující klastrový model – pozorovány toky pod skvrnou napříč magnetickým polem, což model jednolité trubice neumožňuje

  27. Asteroseismologie Hmotnost: 1,98×1030 kg 2,19×1030 kg Svítivost: 3,84×1026 W 5,83×1026 W Efektivní teplota: 5770 K 5790 K Teplota jádra: 15,7 MK 19 MK Hustota jádra: 152,7 g/cm3 177,1 g/cm3 Teplota KZ: 2,18 MK 1,89 MK Metalicita: 0,01694 0,0384

  28. Rozvoj do budoucna • SOHO • 3,5 GB za den max. • SDO • 1 TB za den • Corot • Eddington • MOST • GONG/SONG

More Related