Wie laut wäre die Sonne?

Schall kann nicht durch den Weltraum wandern. Aber wenn es könnte, wie laut wäre die Sonne? Wäre das Geräusch für das Leben auf der Erde gefährlich oder würden wir es aus dieser Entfernung kaum hören?

Die Sonne ist immens laut. Die Oberfläche erzeugt pro Quadratmeter Tausende bis Zehntausende Watt Schallleistung. Das ist etwa das 10- bis 100-fache des Stromflusses durch die Lautsprecher bei einem Rockkonzert oder vor einer Polizeisirene. Mit Ausnahme der "Sprecheroberfläche" ist in diesem Fall die gesamte Oberfläche der Sonne etwa 10.000-mal größer als die Erdoberfläche.

Ungeachtet dessen, was "user10094" sagte, wissen wir tatsächlich, wie die Sonne "klingt" - Instrumente wie SDOs HMI oder SOHOs MDI oder das bodengestützte GONG-Observatorium messen die Doppler-Verschiebung überall auf der sichtbaren Oberfläche der Sonne und wir kann tatsächlich Schallwellen (na ja, Infraschallwellen) in der Sonne als Ganzes schwingen sehen! Ziemlich cool, oder? Da die Sonne groß ist, schwingen die Schallwellen bei sehr tiefen Frequenzen mit. Typische Resonanzmoden haben 5-Minuten-Perioden, von denen etwa eine Million gleichzeitig ablaufen.

Die Resonanzmoden in der Sonne werden von etwas erregt. Das 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. Die "typische" Konvektionszelle hat etwa die Größe von Texas und wird als "Granulat" bezeichnet, da sie durch ein Teleskop betrachtet wie kleine Körner aussehen. Jeder (die Größe von Texas, erinnern Sie sich) steigt, zerstreut sein Licht und sinkt in fünf Minuten. Das bringt einen hässlichen Schläger hervor. Es gibt ungefähr 10 Millionen davon auf der gesamten Sonnenoberfläche. Der größte Teil dieser Schallenergie wird einfach wieder in die Sonne zurückgeworfen, aber ein Teil gelangt in die Sonnenchromosphäre und in die Korona. Niemand kann sich noch sicher sein, wie viel von dieser Schallenergie herauskommt, aber es ist höchstwahrscheinlich, dass sie im Durchschnitt zwischen 30 und 300 Watt pro Quadratmeter Oberfläche liegt. Die Unsicherheit entsteht, weil die Oberflächendynamik der Sonne schwierig ist. Im tiefen Inneren können wir so tun, als würde das solare Magnetfeld 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 Annäherung, und die Physik wird zu schwierig, um (noch) nachvollziehbar zu sein. Wir können so tun, als ob das solare Magnetfeld die Physik nicht stark beeinflusst, und wir können die Hydrodynamik nutzen, und im Äußeren (Korona) können wir so tun, als ob das Gas selbst die Physik nicht stark beeinflusst. An den Grenzschichten über der sichtbaren Oberfläche gilt keine Annäherung, und die Physik wird zu schwierig, um (noch) nachvollziehbar zu sein. Wir können so tun, als ob das solare Magnetfeld die Physik nicht stark beeinflusst, und wir können die Hydrodynamik nutzen, und im Äußeren (Korona) können wir so tun, als ob das Gas selbst die Physik nicht stark beeinflusst. An den Grenzschichten über der sichtbaren Oberfläche gilt keine Annäherung, und die Physik wird zu schwierig, um (noch) nachvollziehbar zu sein.

In Bezug auf dBA, wenn sich all dieser durchgelassene Schall auf die Erde ausbreiten könnte, sehen wir mal ... Das Sonnenlicht auf der Erde wird ungefähr 10.000-mal durch die Entfernung abgeschwächt (dh es ist 10.000-mal heller an der Oberfläche der Sonne), wenn also 200 W / m2 Schall an der Sonne könnte sich irgendwie zur Erde ausbreiten, was eine Schallintensität von etwa 20 mW / m2 ergeben würde. 0dB ist ungefähr 1pW / m2, das sind also ungefähr 100dB. Auf der Erde, rund 150 Millionen Kilometer von der Schallquelle entfernt. Gut, dass der Klang nicht durch den Raum wandert, oder?

Die guten Leute vom SOHO / MDI-Projekt haben einige Tondateien resonanter Sonnenschwingungen erstellt, indem sie die Daten von ihrem Instrument um das 43.000-fache beschleunigten. Sie können diese hier auf der Solar Center-Website hören . Jemand anderes tat dasselbe mit dem SDO / HMI-Instrument und überlagerte die Sounds von First-Light-Videos von SDO . Beide Klänge, die sich wie Gummibänder anhören, werden stark aus den Daten gefiltert - ein bestimmter resonanter räumlicher Modus (Form eines resonanten Klangs) wird aus den Daten extrahiert, und Sie hören hauptsächlich diesen bestimmten resonanten Modus . Der eigentliche ungefilterte Klang ist weitaus kakophoner und für das Ohr weniger resonant als eher rauschartig.

Der Beitrag von Sir Cumference ist zwar eine sehr interessante Antwort, aber ich fürchte, es ist falsch. Die Oberfläche der Sonne ist klar in Bewegung, aber dies führt nicht zwangsläufig zur Abstrahlung von hörbarem Schall, selbst wenn Sonne und Erde sich in einem flüssigen Medium (z. B. Luft) befinden, das eine Schallübertragung ermöglichen würde.

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

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

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 daher werden die Beiträge einfach gelöscht. 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 über diesen ist Null.

Das ist der gleiche Grund, warum Sie einen Lautsprecher in eine Box stecken: Im Freien hebt sich die Luftbewegung von der Vorderseite des Kegels und von der Rückseite des Kegels einfach auf Ton von hinten.

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

Zusammen mit den anderen Antworten, die sich unterscheiden, gibt es Informationen darüber, wie die Sonne tatsächlich klingt. Ich würde es als schwankendes Summen mit statischer Aufladung beschreiben.

Hören Sie sich das Roh-Audio in diesem NASA-Video an: " NASA | Sun Sonification (Roh-Audio) ", eine kommentierte Version von NASA Goddard: " Sounds of the Sun ", oder besuchen Sie die Webseite von Goddard Media Studios: " Sounds of the Sun ". Der Artikel sagt nichts über die "Lautstärke".

Eine andere Webseite bei der NASA mit dem gleichen Namen wie bei GMS: " Sounds of the Sun " bietet einige zusätzliche Informationen:

"Die Sonne schweigt nicht. Das tiefe, pulsierende Brummen des Herzschlags unseres Sterns ermöglicht es Wissenschaftlern, nach innen zu blicken und riesige Ströme von Sonnenmaterial zu entdecken, die vor ihren Augen und Ohren fließen. Der NASA-Heliophysiker Alex Young erklärt, wie dieser einfache Klang uns verbindet Die Sonne und alle anderen Sterne des Universums: Dieses Stück enthält niederfrequente Sonnengeräusche. Um das beste Hörerlebnis zu erzielen, hören Sie sich diese Geschichte mit Kopfhörern an.

...

Hierbei handelt es sich um Sonnengeräusche, die aus 40 Tagen von Michelson Doppler Imager (MDI) des Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) erzeugt und von A. Kosovichev verarbeitet wurden . Das Verfahren, mit dem er diese Klänge erzeugte, war das folgende. Er begann mit über die Sonnenscheibe gemittelten Dopplergeschwindigkeitsdaten, so dass nur Moden mit geringem Winkelgrad (l = 0, 1, 2) übrig blieben. Bei der anschließenden Verarbeitung wurden die Bewegungseffekte des Raumfahrzeugs, die Instrumentenabstimmung und einige Störpunkte entfernt. Dann hat Kosovichev die Daten mit etwa 3 MHz gefiltert, um saubere Schallwellen (und nicht Supergranulation und Instrumentenrauschen) auszuwählen. Schließlich interpolierte er die fehlenden Daten und skalierte sie (beschleunigte sie um den Faktor 42.000, um sie in den hörbaren Bereich des menschlichen Hörens (kHz) zu bringen). Weitere Audiodateien finden Sie imStanford Experimental Physics Lab Seite Solare Sounds . Credits: A. Kosovichev, Stanford Experimental Physics Lab. ".

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

" Waves
die primäre Physik in sowohl der Seismologie und Helioseismologie sind Wellenbewegungen , die in der (Erde oder So) des Körpers angeregt werden Innere und das sich durch ein Medium fortpflanzen. Es gibt jedoch viele Unterschiede in der Anzahl und Art der Wellen sowohl für terrestrische und Sonnen Umgebungen .

Für die Erde haben wir normalerweise eine (oder einige) Agitationsquelle (n): Erdbeben.

Für die Sonne erzeugt keine Quelle solare "seismische" Wellen. Die Erregungsquellen, die die beobachteten Sonnenwellen verursachen, sind Prozesse in der größeren konvektiven Region. Da es keine einzige Quelle gibt, können wir die Quellen als ein Kontinuum behandeln, sodass die klingende Sonne wie eine Glocke ist, die ständig mit vielen winzigen Sandkörnern getroffen wird.

Auf der Sonnenoberfläche erscheinen die Wellen als Auf- und Abschwingungen der Gase, die als Doppler-Verschiebungen der Spektrallinien beobachtet werden. Wenn man annimmt, dass eine typische sichtbare Sonnenspektrumlinie eine Wellenlänge von etwa 600 Nanometern und eine Breite von etwa 10 Pikometern hat, verschiebt eine Geschwindigkeit von 1 Meter pro Sekunde die Linie um etwa 0,002 Pikometer [ Harvey, 1995, S. 34 ]. In der Helioseismologie haben einzelne Schwingungsmoden Amplituden von nicht mehr als etwa 0,1 Metern pro Sekunde. Daher besteht das Beobachtungsziel darin, die Verschiebungen einer Spektrallinie mit einer Genauigkeit von parts per million ihrer Breite zu messen.

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

Das folgende Bild wurde vom Computer erzeugt, um eine akustische Welle (p-Mode-Welle) darzustellen, die im Inneren der Sonne schwingt.

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

Die Wikipedia-Webseite zur Helioseismologie bietet diese Energiedarstellung:

Eine Analyse der p-Moden der Sonne wurde angeboten in: " Aktivitätsbedingte Variationen der Amplitude, Breite und Energie von p-Moden in sonnenaktiven Regionen " (21. Januar 2014), von RA Maurya, A. Ambastha und J Chae. In Abschnitt 3 geben sie eine Formel an, um die dreidimensionale Resonanz in Amplitude umzuwandeln:

...

" 1. Einleitung

Photosphärische Fünf-Minuten-Oszillationen, die wahrscheinlich zuerst von Leighton et al. (1962) , werden durch eingeschlossene Schallwellen (p-Moden) im Inneren des Sonneninneren verursacht ( Ulrich 1970; Leibacher & Stein 1971 ) und sind bekannt und umfangreich untersucht worden. Es wird angenommen, dass die Energie der p-Moden durch Konvektions- oder Strahlungsflüsse beigetragen wird. Eine genaue Bestimmung der Eigenschaften der p-Moden bietet ein leistungsfähiges Werkzeug zur Untersuchung des Sonneninneren. Hochgradige ( > 200) akustische Schwingungen werden vertikal in einer Kugelschale mit der Photosphäre als Obergrenze und der Untergrenze in Abhängigkeit von der horizontalen Wellenzahl eingeschlossen. und die Frequenz ( ),$ℓ$$\small{k^2_h = \frac{l(l+1)}{r^2}}$$ω$

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

Dabei ist die Tiefe des unteren Wendepunkts. Die Lebensdauer von Moden mit hohem Grad ist viel kürzer als die Schalllaufzeit um die Sonne, daher sind lokale Effekte für diese Moden wichtiger als für Moden mit niedrigem Grad, die längere horizontale Wellenlängen und längere Lebensdauern aufweisen. Es ist wahrscheinlich, dass hochgradige Schallwellen keine globalen Moden sind, das heißt, sie bleiben nicht kohärent, während sie sich über den Umfang bewegen, um sich selbst zu stören. 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.$r_t$

...

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

Um die p-Modus-Parameter zu schätzen, die einem ausgewählten Bereich über der Sonne entsprechen, wird der interessierende Bereich über die Zeit verfolgt. Dieser räumlich-zeitliche Bereich wird durch ein Array (oder einen Datenwürfel) der Dimension . Hier entsprechen die ersten beiden Dimensionen ( ) der räumlichen Größe des aktiven Bereichs (AR) entlang der und Achsen, die die zonale und meridionale Richtung darstellen, und die dritte ( ) der Zeit$N_x × N_y × N_t$$N_x,N_y$$x$$y$$N_t$$t$in Minuten. Die für die Ringdiagrammanalyse verwendeten Datenwürfel haben typischerweise eine Dauer von 1664 min und eine Deckfläche von 16 ° × 16 °, die um den interessierenden Ort zentriert ist. Diese Gebietsauswahl ist ein Kompromiss zwischen der räumlichen Auflösung der Sonne, dem Tiefenbereich und der räumlichen Wellenzahl der Leistungsspektren. Eine größere Größe ermöglicht den Zugriff auf die tieferen sub-photosphärischen Schichten, jedoch nur mit einer gröberen räumlichen Auflösung. Andererseits begrenzt eine kleinere Größe nicht nur den Zugang zu den tieferen Schichten, sondern erschwert auch das Anbringen von Ringen.

Die räumlichen Koordinaten von Pixeln in verfolgten Bildern sind nicht immer ganzzahlig. Um die dreidimensionale Fourier-Transformation auf den Würfel für verfolgte Daten anzuwenden, haben wir die Koordinaten der verfolgten Bilder in ganzzahlige Werte interpoliert, für die wir die Methode der Sinc-Interpolation verwenden. Die dreidimensionale Fouriertransformation des Datenwürfels schneidet die Ringe in der Nähe der Kanten ab, da höhere Frequenzen in Richtung der unteren Seite verfälscht werden. Um die Kürzungseffekte zu vermeiden, haben wir den Datenwürfel sowohl in räumlicher als auch in zeitlicher Hinsicht apodisiert. Die räumliche Apodisation wurde durch eine 2D-Cosinus-Glockenmethode erhalten, die die 16 ° × 16 ° -Fläche auf ein kreisförmiges Feld mit einem Radius von 15 ° reduziert ( Corbard et al. 2003 ).

Das beobachtete photosphärische Geschwindigkeitssignal im Datenwürfel ist eine Funktion von Position ( ) und Zeit ( ). Das Geschwindigkeitssignal im Frequenzbereich sei , wobei und Raumfrequenzen in - und - Richtung sind und ω die Winkelfrequenz von Oszillationen ist. Dann kann der Datenwürfel geschrieben werden als$v(x,y,t)$$x,y$$t$$f(k_x,k_y,ω)$$k_x$$k_y$$x$$y$$v(x,y,t)$

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

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

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

5. Zusammenfassung und Schlussfolgerungen

Wir untersuchten die hochgradigen p-Mode-Eigenschaften einer Probe mehrerer aufflammender und ruhender ARs und zugehöriger QRs, die während der Sonnenzyklen 23 und 24 unter Verwendung der Ringdiagrammtechnik unter der Annahme ebener Wellen und ihrer Assoziation mit magnetischen und Flare-Aktivitäten beobachtet wurden. Die Änderungen der p-Mode-Parameter sind die kombinierten Auswirkungen von Tastverhältnissen, Verkürzungen, magnetischen und Flare-Aktivitäten und Messunsicherheiten .

Es wurde festgestellt, dass die p-Mode-Amplitude ( ) und die Hintergrundleistung ( ) von ARs mit ihren Winkelabständen von der Scheibenmitte abnehmen, während die Breite langsam zunimmt. Die Auswirkungen der Verkürzung auf die Modenamplitude und -breite stimmen mit den Berichten von Howe et al. (2004) . Die Abnahme der Modenamplitude mit dem Abstand ergibt sich, weil mit zunehmendem Abstand von der Scheibenmitte nur die Kosinuskomponente der vertikalen Verschiebung gemessen wird. Darüber hinaus bewirkt eine Verkürzung eine Verringerung der räumlichen Auflösung des Dopplergramms, wenn wir näher an das Glied heran schauen. Dies verringert die räumliche Auflösung, die an der Sonne in Richtung von Zentrum zu Glied bestimmt wird, und führt daher zu systematischen Beobachtungsfehlern.$A$$b_0$$A$

Die zweitgrößten Auswirkungen auf die Parameter im p-Modus werden durch das Tastverhältnis verursacht. Wir haben festgestellt, dass die Modenamplitude mit zunehmendem Tastverhältnis zunimmt, während die Modenbreite und die Hintergrundleistung den entgegengesetzten Trend aufweisen. Ähnliche Ergebnisse wurden zuvor für die globale p-Mode-Amplitude und -Breite berichtet, beispielsweise von Komm et al. (2000a) . Diese Autoren berichteten über die stärkste Zunahme der Modenbreite und Abnahme der Amplitude mit dem Arbeitszyklus, wenn ihre Werte niedriger sind. Diese Änderungen der Modusparameter können durch die Zunahme der Signalabtastwerte in Datenwürfeln verursacht werden. Wir haben jedoch festgestellt, dass für einige Moden im Fünf-Minuten-Bereich und in höheren Frequenzbereichen die Modenamplituden mit dem Tastverhältnis nicht signifikant ansteigen. Der Effekt des Tastverhältnisses nimmt mit zunehmendem Oberschwingungsgrad$ℓ$. Um die Beziehung zwischen Modenparametern und magnetischen und Flare-Aktivitäten zu untersuchen, haben wir die Modenparameter aller ARs und QRs zur Verkürzung korrigiert. ... ".

Die genaue Lautstärke , wie oben berechnet, hängt davon ab, wo und wann Sie messen.

Die Wikipedia-Webseiten: Chladni-Zahlen (flach), mechanische Resonanz und Helmholtz-Resonanz (luftgefüllte Kugel) liefern einige verwandte Informationen über die Schwierigkeit und Komplexität der Berechnungen. Der Artikel " Asteroseismology " (7. November 2017) von Maria Pia Di Mauro behandelt stehende Wellen, die sich im Inneren des Sterns bewegen und sich konstruktiv gegenseitig stören und Resonanzmoden hervorrufen.