Wie laut wäre die Sonne?

Die Sonne ist immens laut. Die Oberfläche erzeugt pro Quadratmeter Tausende bis Zehntausende Watt Schallleistung. Das ist ungefähr das 10- bis 100-fache des Leistungsflusses durch die Lautsprecher bei einem Rockkonzert oder vor einer Polizeisirene. Außer der "Lautsprecheroberfläche" ist in diesem Fall die gesamte Oberfläche der Sonne, etwa 10.000 Mal größer als die Oberfläche der Erde.

Ungeachtet dessen, was „user10094“ sagte, wissen wir tatsächlich, wie die Sonne „klingt“ – Instrumente wie das HMI von SDO oder das MDI von SOHO oder das bodengestützte GONG-Observatorium messen die Doppler-Verschiebung überall auf der sichtbaren Oberfläche der Sonne, und wir kann tatsächlich Schallwellen (na ja, Infraschallwellen) sehen, die in der Sonne als Ganzes schwingen! Ziemlich cool, oder? Da die Sonne groß ist, schwingen die Schallwellen mit sehr tiefen Frequenzen mit – typische Resonanzmoden haben 5-Minuten-Perioden, und es gibt ungefähr eine Million von ihnen gleichzeitig.

Die Resonanzmoden in der Sonne werden durch etwas angeregt. Dieses Etwas ist das enorme Breitbandrauschen konvektiver Turbulenzen. Wärme wird durch Konvektion an die Oberfläche der Sonne gebracht – heißes Material steigt durch die äußeren Schichten auf, erreicht die Oberfläche, kühlt ab (durch Sonneneinstrahlung) und sinkt ab. Die „typische“ Konvektionszelle hat etwa die Größe von Texas und wird „Körnchen“ genannt, weil sie wie kleine Körner aussehen, wenn man sie durch ein Teleskop betrachtet. Jeder (erinnern Sie sich an die Größe von Texas) erhebt sich, verteilt sein Licht und sinkt in fünf Minuten. Das erzeugt einen ordentlichen Krach. Etwa 10 Millionen davon gibt es gleichzeitig auf der gesamten Sonnenoberfläche. Der größte Teil dieser Schallenergie wird direkt zurück in die Sonne reflektiert, aber ein Teil davon dringt in die solare Chromosphäre und Korona aus. Niemand kann sich sicher sein, wie viel von dieser Schallenergie herauskommt, aber es liegt höchstwahrscheinlich im Durchschnitt zwischen etwa 30 und etwa 300 Watt pro Quadratmeter Oberfläche. Die Unsicherheit kommt daher, weil die Oberflächendynamik der Sonne heikel ist. Im tiefen Inneren können wir so tun, als würde das Magnetfeld der Sonne die Physik nicht stark beeinflussen und die Hydrodynamik nutzen, und im Äußeren (Korona) können wir so tun, als würde das Gas selbst die Physik nicht stark beeinflussen. An den Grenzschichten über der sichtbaren Oberfläche gilt keine der beiden Annäherungen und die Physik wird (noch) zu knifflig, um handhabbar zu sein. Wir können so tun, als würde das Magnetfeld der Sonne die Physik nicht stark beeinflussen und die Hydrodynamik verwenden, und im Außenbereich (Korona) können wir so tun, als würde das Gas selbst die Physik nicht stark beeinflussen. An den Grenzschichten über der sichtbaren Oberfläche gilt keine der beiden Annäherungen und die Physik wird (noch) zu knifflig, um handhabbar zu sein. Wir können so tun, als würde das Magnetfeld der Sonne die Physik nicht stark beeinflussen und die Hydrodynamik verwenden, und im Außenbereich (Korona) können wir so tun, als würde das Gas selbst die Physik nicht stark beeinflussen. An den Grenzschichten über der sichtbaren Oberfläche gilt keine der beiden Annäherungen und die Physik wird (noch) zu knifflig, um handhabbar zu sein.

In Bezug auf dBA, wenn sich all diese durchgesickerten Geräusche irgendwie zur Erde ausbreiten könnten, mal sehen ... Sonnenlicht auf der Erde wird etwa 10.000-mal durch die Entfernung gedämpft (dh es ist 10.000-mal heller an der Oberfläche der Sonne), also wenn 200 W /m2 Schall an der Sonne irgendwie zur Erde ausbreiten könnte, würde dies eine Schallintensität von etwa 20 mW/m2 ergeben. 0dB sind ungefähr 1pW/m2 , also ungefähr 100dB. Auf der Erde, etwa 150.000.000 Kilometer von der Schallquelle entfernt. Gut, dass Schall nicht durch den Weltraum reist, oder?

Die guten Leute des SOHO/MDI-Projekts haben einige Klangdateien von resonanten Sonnenschwingungen erstellt, indem sie die Daten ihres Instruments um das 43.000-fache beschleunigt haben. Sie können diese hier auf der Solar Center-Website hören . Jemand anderes hat dasselbe mit dem SDO/HMI-Instrument gemacht und die Sounds auf First-Light-Videos von SDO gelegt . Diese beiden Klänge, die wie das Schwirren von Gummibändern klingen, werden stark aus den Daten gefiltert – ein bestimmter resonanter räumlicher Modus (Form eines resonanten Klangs) wird aus den Daten extrahiert, und so hören Sie hauptsächlich diesen bestimmten Resonanzmodus . Der eigentliche ungefilterte Ton ist weitaus kakophonischer und würde für das Ohr weniger wie ein Resonanzton und eher wie Rauschen klingen.

Der Beitrag von Sir Cumference ist zwar eine sehr faszinierende Antwort, aber ich fürchte, er ist falsch. Die Sonnenoberfläche ist eindeutig in Bewegung, aber das führt nicht unbedingt zur Abstrahlung von hörbarem Schall, selbst wenn sich Sonne und Erde in einem flüssigen Medium (z. B. Luft) befinden, das eine Schallübertragung ermöglichen würde.

Um zu erklären, warum, können wir die gleiche Analyselinie tatsächlich auf den Ozean der Erde anwenden. Die Oberfläche bewegt sich stark, also sollte Schall abgestrahlt werden. Wir hören jedoch nichts, es sei denn, Sie sind wirklich in der Nähe und haben brechende Wellen.

Rechnen wir mal mit groben Zahlen: Der Ozean hat eine Fläche von etwa 510 Millionen Quadratkilometern.$150 \cdot 10^{12} m^2$. Nehmen wir an, die durchschnittliche Wellenhöhe beträgt 1 m und die durchschnittliche Wellenfrequenz 0,1 Hz (1 Welle alle 10 s). Wenn der Ozean eine kugelförmige Quelle wäre, würde dies eine Schallleistung von erzeugen$5 \cdot 10^{24} W$und der Schalldruck in 1000 km Entfernung wäre 240 dB SPL. Das ist offensichtlich nicht der Fall, sonst wären wir alle tot.

Also warum nicht? Damit Schall tatsächlich abstrahlt, muss sich die Oberfläche gleichmäßig bewegen. Für jede Ozeanwelle, die Luft nach oben bewegt, gibt es eine Welle in der Nähe, die Luft nach unten bewegt, und so heben sich die Beiträge einfach auf. Technisch gesehen müssen wir die Leistung berechnen, indem wir die normale Intensität über die gesamte Oberfläche integrieren, die Intensität hat gleiche Mengen an positiven und negativen Komponenten und die Summe darüber ist Null.

Das ist der gleiche Grund, warum Sie einen Lautsprecher in eine Kiste packen: Im Freien heben sich die Luftbewegungen von der Vorderseite des Kegels und von der Rückseite des Kegels einfach auf, also packen Sie ihn in eine Kiste, um das loszuwerden Ton von hinten.

Ich denke also, die wirkliche Antwort hier ist: Sie würden absolut nichts hören, da sich die Schallbeiträge von verschiedenen Teilen der Sonnenoberfläche gegenseitig aufheben würden. Schallabstrahlung über diese Distanz würde nur dann auftreten, wenn sich die Sonnenoberfläche gleichmäßig bewegt, dh die ganze Sonne sich ausdehnt oder zusammenzieht. Das passiert bis zu einem gewissen Grad, aber nur bei sehr, sehr niedrigen Frequenzen, die nicht hörbar sind und bei denen die Schallabstrahlung viel weniger effizient ist.

Neben den anderen abweichenden Antworten zur Lautstärke der Sonne gibt es Informationen darüber, wie sie sich tatsächlich anhört. Ich würde es als variierendes Brummen mit Rauschen beschreiben.

Hören Sie sich den Rohton in diesem NASA-Video an: „ NASA | Sun Sonification (raw audio) “, eine kommentierte Version von NASA Goddard: „ Sounds of the Sun “, oder besuchen Sie die Webseite der Goddard Media Studios: „ Sounds of the Sun “. Der Artikel sagt nichts über die "Lautstärke".

Eine andere Webseite bei der NASA, die den gleichen Namen trägt wie die bei GMS: " Sounds of the Sun ", bietet einige zusätzliche Informationen:

„Die Sonne schweigt nicht. Das tiefe, pulsierende Summen des Herzschlags unseres Sterns ermöglicht es Wissenschaftlern, ins Innere zu blicken und riesige Flüsse aus Sonnenmaterial zu enthüllen, die vor ihren Augen – äh, Ohren – herumfließen. Der NASA-Heliophysiker Alex Young erklärt, wie uns dieses einfache Geräusch verbindet die Sonne und alle anderen Sterne im Universum. Dieses Stück enthält niederfrequente Klänge der Sonne. Für das beste Hörerlebnis hören Sie sich diese Geschichte mit Kopfhörern an.

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Dies sind Sonnengeräusche, die aus 40 Tagen Michelson Doppler Imager (MDI)-Daten des Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) erzeugt und von A. Kosovichev verarbeitet wurden . Das Verfahren, das er zur Erzeugung dieser Klänge verwendete, war das folgende. Er begann mit Doppler-Geschwindigkeitsdaten, gemittelt über die Sonnenscheibe, sodass nur Moden mit niedrigem Winkelgrad (l = 0, 1, 2) übrig blieben. Die anschließende Verarbeitung entfernte die Bewegungseffekte des Raumfahrzeugs, die Instrumentenabstimmung und einige störende Punkte. Dann filterte Kosovichev die Daten bei etwa 3 MHz, um saubere Schallwellen auszuwählen (und nicht Supergranulation und Instrumentenrauschen). Schließlich interpolierte er über die fehlenden Daten und skaliert die Daten (beschleunigte sie um den Faktor 42.000, um sie in den hörbaren menschlichen Hörbereich (kHz) zu bringen). Weitere Audiodateien finden Sie unterStanford Experimental Physics Lab Solar Sounds Seite. Credits: A. Kosovichev, Stanford Experimental Physics Lab.".

Wie auf der Stanford-Webseite erklärt: " Solar Sound Speed ​​Variations ", waren sie in der Lage, diese Geräusche zu analysieren, um ein Dichtediagramm der Sonne zu erstellen. Weitere Informationen finden Sie auf der Stanford-Webseite: " Helioseismology ", wo sie erklären:

" Wellen
Die primäre Physik sowohl in der Seismologie als auch in der Helioseismologie sind Wellenbewegungen, die im Inneren des Körpers (Erde oder Sonne) angeregt werden und sich durch ein Medium ausbreiten. Es gibt jedoch viele Unterschiede in Anzahl und Art der Wellen sowohl für terrestrische als auch für solare Umgebungen .

Für die Erde haben wir normalerweise eine (oder wenige) Quelle(n) für Aufregung: Erdbeben.

Für die Sonne erzeugt keine einzige Quelle solare "seismische" Wellen. Die Erregungsquellen, die die von uns beobachteten Sonnenwellen verursachen, sind Prozesse im größeren konvektiven Bereich. Da es keine einzelne Quelle gibt, können wir die Quellen als Kontinuum behandeln, sodass die klingende Sonne wie eine Glocke ist, die kontinuierlich von vielen winzigen Sandkörnern angeschlagen wird.

Auf der Sonnenoberfläche erscheinen die Wellen als Auf- und Ab-Oszillationen der Gase, die als Doppler-Verschiebungen von Spektrallinien beobachtet werden. Wenn man davon ausgeht, dass eine typische Linie des sichtbaren Sonnenspektrums eine Wellenlänge von etwa 600 Nanometern und eine Breite von etwa 10 Picometern hat, dann verschiebt eine Geschwindigkeit von 1 Meter pro Sekunde die Linie um etwa 0,002 Picometer [ Harvey, 1995, S. 34 ]. In der Helioseismologie haben einzelne Schwingungsmoden Amplituden von nicht mehr als etwa 0,1 Meter pro Sekunde. Daher besteht das Beobachtungsziel darin, Verschiebungen einer Spektrallinie mit einer Genauigkeit von Teilen pro Million ihrer Breite zu messen.

Oszillationsmodi
Die drei verschiedenen Arten von Wellen , die Helioseismologen messen oder suchen, sind: akustische, Gravitations- und Oberflächengravitationswellen. Diese drei Wellen erzeugen p-Moden , g-Moden bzw. f-Moden als resonante Schwingungsmoden, da die Sonne als Resonanzhohlraum wirkt. Es gibt allein ungefähr 10 ^ 7 p- und f-Modi. [Harvey, 1995, S. 33]. Jeder Schwingungsmodus tastet verschiedene Teile des Sonneninneren ab. Das Spektrum der detektierten Oszillationen ergibt sich aus Moden mit Perioden im Bereich von etwa 1,5 Minuten bis etwa 20 Minuten und mit horizontalen Wellenlängen zwischen weniger als einigen tausend Kilometern bis zur Länge der Sonnenkugel [ Gough und Toomre, p. 627, 1991 ].

Das folgende Bild wurde vom Computer generiert, um eine akustische Welle (p-Modus-Welle) darzustellen, die im Inneren der Sonne in Resonanz ist.

Die obige Abbildung zeigt einen Satz stehender Wellen der Sonnenschwingungen. Hier ist die radiale Ordnung n = 14, der Winkelgrad l = 20 und die Winkelordnung m = 16. Rot und Blau zeigen Elementverschiebungen mit entgegengesetztem Vorzeichen. Die aus den MDI-Daten bestimmte Frequenz dieses Modus beträgt 2935,88 +/- 0,2 MikroHz.

Die Wikipedia-Webseite zur Helioseismologie bietet dieses Leistungsdiagramm:

Eine Analyse der p-Moden der Sonne wurde angeboten in: „ Activity-related variations of high degree p-mode amplitude, width, and energy in solar active regions “ (21. Januar 2014), von RA Maurya, A. Ambastha und J Chae. In Abschnitt 3 stellen sie eine Formel zur Verfügung, um die dreidimensionale Resonanz in Amplitude umzuwandeln:

...

" 1. Einführung

Photosphärische Fünf-Minuten-Oszillationen, wahrscheinlich erstmals beobachtet von Leighton et al. (1962) , werden durch eingefangene akustische Wellen (p-Moden) im Sonneninneren verursacht ( Ulrich 1970; Leibacher & Stein 1971 ) und sind gut bekannt und wurden ausführlich untersucht. Es wird angenommen, dass die Energie von p-Moden durch Konvektions- oder Strahlungsflüsse beigetragen wird. Eine genaue Bestimmung der p-Moden-Eigenschaften bietet ein leistungsfähiges Werkzeug, um das Sonneninnere zu untersuchen. Hochgradig ($ℓ$> 200) akustische Schwingungen werden vertikal in einer Kugelschale mit der Photosphäre als oberer Grenze und der unteren Grenze in Abhängigkeit von der horizontalen Wellenzahl eingefangen,$\small{k^2_h = \frac{l(l+1)}{r^2}}$, und die Häufigkeit ($ω$),

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

wo$r_t$ist die Tiefe des unteren Wendepunkts. Die Lebensdauer von Moden hohen Grades ist viel kürzer als die Schalllaufzeit um die Sonne, daher sind lokale Effekte für diese Moden wichtiger als für die Moden niedrigen Grades, die längere horizontale Wellenlängen und längere Lebensdauern haben. Es ist wahrscheinlich, dass hochgradige akustische Wellen keine globalen Moden sind, das heißt, sie bleiben nicht kohärent, während sie sich über den Umfang bewegen, um mit sich selbst zu interferieren. Daher können sie lokal als horizontal laufende, vertikal gefangene Wellen betrachtet werden. Diese werden als photosphärische Bewegungen beobachtet, die aus den Doppler-Verschiebungen der photosphärischen Spektrallinien abgeleitet werden.

...

3. Analysetechniken
3.1. Ringdiagramme und p-Mode-Parameter

Um die p-Modus-Parameter abzuschätzen, die einem ausgewählten Gebiet über der Sonne entsprechen, wird die interessierende Region über die Zeit verfolgt. Dieser räumlich-zeitliche Bereich wird durch ein Array (oder einen Datenwürfel) von Dimensionen definiert$N_x × N_y × N_t$. Hier erste zwei Dimension ($N_x,N_y$) entsprechen der räumlichen Größe des aktiven Bereichs (AR) entlang$x$- und$y$-Achsen, die zonale und meridionale Richtungen darstellen, und die dritte ($N_t$) zu der Zeit$t$in Minuten. Die für die Ringdiagrammanalyse verwendeten Datenwürfel haben typischerweise eine Dauer von 1664 min und decken einen Bereich von 16° × 16° ab, der um die interessierende Stelle zentriert ist. Diese Flächenwahl ist ein Kompromiss zwischen der räumlichen Auflösung auf der Sonne, dem Tiefenbereich und der räumlichen Wellenzahlauflösung der Leistungsspektren. Eine größere Größe ermöglicht den Zugriff auf die tieferen subphotosphärischen Schichten, jedoch nur mit einer gröberen räumlichen Auflösung. Andererseits schränkt eine kleinere Größe nicht nur den Zugang zu den tieferen Schichten ein, sondern erschwert auch das Anpassen von Ringen.

Die Raumkoordinaten von Pixeln in verfolgten Bildern sind nicht immer ganzzahlig. Um die dreidimensionale Fourier-Transformation auf verfolgte Datenwürfel anzuwenden, haben wir die Koordinaten von verfolgten Bildern auf ganzzahlige Werte interpoliert, für die wir die Sinc-Interpolationsmethode verwenden. Die dreidimensionale Fourier-Transformation des Datenwürfels schneidet die Ringe in der Nähe der Kanten aufgrund des Aliasing höherer Frequenzen zur unteren Seite hin ab. Um die Kürzungseffekte zu vermeiden, haben wir den Datenwürfel sowohl in der räumlichen als auch in der zeitlichen Dimension apodisiert. Die räumliche Apodisierung wurde durch ein 2D-Kosinusglockenverfahren erhalten, das die Fläche von 16° × 16° auf einen kreisförmigen Fleck mit einem Radius von 15° reduziert ( Corbard et al. 2003 ).

Das beobachtete photosphärische Geschwindigkeitssignal$v(x,y,t)$im Datenwürfel ist eine Positionsfunktion ($x,y$) und Zeit ($t$). Das Geschwindigkeitssignal sei im Frequenzbereich$f(k_x,k_y,ω)$, wo,$k_x$und$k_y$sind Ortsfrequenzen in$x$- und$y$- Richtungen, und ω ist die Kreisfrequenz der Schwingungen. Dann der Datenwürfel$v(x,y,t)$kann geschrieben werden als

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

Die Amplitude$f(k_x,k_y,ω)$von p-Mode-Oszillationen wird unter Verwendung einer dreidimensionalen Fourier-Transformation von Gl. (2). Das Leistungsspektrum ist gegeben durch

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

5. Zusammenfassung und Schlussfolgerungen

Wir untersuchten die hochgradigen p-Modus-Eigenschaften einer Probe mehrerer flackernder und ruhender ARs und zugehöriger QRs, die während der Sonnenzyklen 23 und 24 unter Verwendung der Ringdiagrammtechnik beobachtet wurden, wobei ebene Wellen angenommen wurden, und ihre Assoziation mit magnetischen und Flare-Aktivitäten. Die Änderungen der P-Modus-Parameter sind die kombinierten Effekte von Arbeitszyklen, Verkürzung, Magnet- und Streulichtaktivitäten und Messunsicherheiten .

Die Amplitude des p-Modus ($A$) und Hintergrundleistung ($b_0$) von ARs mit ihren Winkelabständen von der Bandscheibenmitte abnehmend, während die Breite langsam zunimmt. Die Auswirkungen der Verkürzung auf die Modenamplitude und -breite stimmen mit Berichten von Howe et al. überein. (2004) . Die Abnahme der Modenamplitude$A$mit Abstand entsteht, weil wir mit zunehmendem Abstand vom Scheibenmittelpunkt nur noch die Cosinus-Komponente der vertikalen Verschiebung messen. Darüber hinaus verursacht die Verkürzung eine Abnahme der räumlichen Auflösung der Dopplergramme, wenn wir zunehmend näher an der Extremität hin beobachten. Dies verringert die auf der Sonne ermittelte räumliche Auflösung in Richtung von Zentrum zu Rand und führt damit zu systematischen Beobachtungsfehlern.

Die zweitgrößte Auswirkung auf p-Modus-Parameter wird durch das Tastverhältnis verursacht. Wir haben festgestellt, dass die Modenamplitude mit zunehmendem Arbeitszyklus zunimmt, während die Modenbreite und die Hintergrundleistung den gegenteiligen Trend zeigen. Ähnliche Ergebnisse wurden zuvor für die globale p-Modus-Amplitude und -Breite berichtet, zum Beispiel von Komm et al. (2000a) . Diese Autoren berichteten über die stärkste Zunahme der Modenbreite und die stärkste Verringerung der Amplitude mit dem Arbeitszyklus, wenn seine Werte niedriger sind. Diese Änderungen der Modusparameter können durch die Zunahme von Signalabtastwerten in Datenwürfeln verursacht werden. Wir haben jedoch festgestellt, dass bei einigen Moden im Fünf-Minuten- und in höheren Frequenzbändern die Modenamplituden nicht signifikant mit dem Arbeitszyklus zunehmen. Der Einfluss des Tastverhältnisses nimmt mit zunehmendem Oberschwingungsgrad ab$ℓ$. Um die Beziehung der Modenparameter mit magnetischen und Flare-Aktivitäten zu untersuchen, haben wir die Modenparameter aller ARs und QRs für die Verkürzung korrigiert. ...".

Die genaue Lautstärke , wie oben berechnet, ist eine Funktion davon, wo und wann Sie messen.

Die Wikipedia-Webseiten: Chladni-Figuren (flach), mechanische Resonanz und Helmholtz -Resonanz (luftgefüllte Kugel) liefern einige verwandte Informationen über die Schwierigkeit und Komplexität der Berechnungen. Der Artikel: „ A review on Asteroseismology “ (7. Nov. 2017) von Maria Pia Di Mauro diskutiert stehende Wellen, die sich innerhalb des Sterns ausbreiten, die konstruktiv mit sich selbst interferieren und Resonanzmoden hervorrufen.