Quelle serait la force du soleil?

Le son ne peut pas voyager à travers l'espace. Mais si cela pouvait arriver, quelle serait la force du soleil? Le son serait-il dangereux pour la vie sur Terre ou l'aurions-nous à peine l'entendre de cette distance?

Le soleil est immensément bruyant. La surface génère des milliers à des dizaines de milliers de watts de puissance acoustique par mètre carré. Cela représente environ 10 à 100 fois le flux de puissance à travers les haut-parleurs lors d'un concert de rock ou devant une sirène de police. Sauf dans ce cas, la "surface du haut-parleur" couvre toute la surface du Soleil, environ 10 000 fois plus grande que la surface de la Terre.

En dépit de ce que "user10094" a dit, nous savons en réalité à quoi "ressemble" le Soleil - des instruments tels que l'IHM de SDO, l'IHM de SOHO ou l'observatoire terrestre GONG mesurent le décalage Doppler partout sur la surface visible du Soleil. peut réellement voir les ondes sonores (enfin, les ondes infrasons) résonner dans le soleil dans son ensemble! Assez cool, hein? Comme le soleil est grand, les ondes sonores résonnent à des fréquences très profondes - les modes de résonance typiques ont des périodes de 5 minutes, et il y en a environ un million qui vont tous en même temps.

Les modes de résonance dans le Soleil sont excités par quelque chose. Ce quelque chose est la formidable accélération à large bande de la turbulence convective. La chaleur est amenée à la surface du Soleil par convection: une matière chaude monte à travers les couches extérieures, atteint la surface, se refroidit (en irradiant la lumière du soleil) et s’enfonce. La cellule de convection "typique" a à peu près la taille du Texas et est appelée "granule" car elle ressemble à de petits grains lorsqu'elle est vue au télescope. Chacun (la taille du Texas, rappelez-vous) se lève, disperse sa lumière et coule dans cinq minutes. Cela produit un sacré vacarme. Il y en a environ 10 millions à la fois sur la surface du soleil. La majeure partie de cette énergie sonore est simplement renvoyée dans le soleil, mais une partie est transmise à la chromosphère solaire et à la couronne. Personne ne peut être sûr, pour le moment, de la quantité d'énergie sonore restituée, mais elle se situe probablement entre 30 et 300 watts par mètre carré de surface, en moyenne. L'incertitude vient du fait que la dynamique de surface du Soleil est délicate. À l'intérieur profond, on peut prétendre que le champ magnétique solaire n'affecte pas beaucoup la physique et utiliser l'hydrodynamique, et à l'extérieur (couronne), on peut prétendre que le gaz lui-même n'affecte pas beaucoup la physique. Au niveau des couches limites au-dessus de la surface visible, aucune approximation ne s'applique et la physique devient trop délicate pour être exploitable (pour le moment). nous pouvons prétendre que le champ magnétique solaire n'affecte pas beaucoup la physique et utiliser l'hydrodynamique, et à l'extérieur (couronne), nous pouvons prétendre que le gaz lui-même n'affecte pas beaucoup la physique. Au niveau des couches limites au-dessus de la surface visible, aucune approximation ne s'applique et la physique devient trop délicate pour être exploitable (pour le moment). nous pouvons prétendre que le champ magnétique solaire n'affecte pas beaucoup la physique et utiliser l'hydrodynamique, et à l'extérieur (couronne), nous pouvons prétendre que le gaz lui-même n'affecte pas beaucoup la physique. Au niveau des couches limites au-dessus de la surface visible, aucune approximation ne s'applique et la physique devient trop délicate pour être exploitable (pour le moment).

En termes de dBA, si tout ce qui a été diffusé pouvait se propager sur la Terre, voyons… La lumière du soleil sur Terre est atténuée environ 10 000 fois par la distance (c'est-à-dire qu'elle est 10 000 fois plus lumineuse à la surface du Soleil), donc 200 W / m2 de son au soleil pourrait se propager sur Terre mais produirait une intensité sonore d’environ 20 mW / m2. 0 dB correspond à environ 1pW / m2, soit environ 100 dB. Sur Terre, à environ 150 000 000 kilomètres de la source sonore. Une bonne chose, le son ne voyage pas dans l'espace, hein?

Les bons collaborateurs du projet SOHO / MDI ont créé des fichiers sonores d’oscillations solaires résonantes en accélérant les données de leur instrument 43 000 fois. Vous pouvez les entendre ici, sur le site Web du Solar Center . Quelqu'un d'autre a fait la même chose avec l'instrument SDO / HMI et a superposé les sons aux vidéos de première lumière de SDO . Ces deux sons, qui ressemblent à des élastiques qui résonnent, sont fortement filtrés des données - un mode spatial résonnant particulier (forme d’un son résonant) est extrait des données, et vous entendez donc principalement ce mode de résonance particulier. . Le son réel non filtré est beaucoup plus cacophonique, et pour l’oreille, cela ressemblerait moins à un son de résonance qu’à un bruit.

Le message de Sir Cumference est une réponse très intrigante, mais je crains que ce ne soit pas le cas. La surface du soleil est clairement en mouvement, mais cela n'entraîne pas nécessairement la radiation du son audible, même si le soleil et la terre se trouvent dans un milieu fluide (tel que l'air) qui permettrait le transfert du son.

Pour expliquer pourquoi, nous pouvons appliquer la même ligne d'analyse à l'océan de la Terre. La surface bouge beaucoup, le son doit donc être rayonné. Cependant, nous n'entendons rien à moins que vous ne soyez vraiment proche et que vous ayez des vagues déferlantes.

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

Alors pourquoi pas? Pour que le son rayonne réellement, la surface doit se déplacer uniformément. Pour chaque vague océanique qui déplace l'air, il y a une vague à proximité qui déplace l'air et les contributions s'annulent tout simplement. Techniquement, nous devons calculer la puissance en intégrant l’intensité normale sur toute la surface, l’intensité a des quantités égales de composantes positives et négatives et la somme sur celles-ci est égale à zéro.

C’est la même raison pour laquelle vous mettez un haut-parleur dans une boîte: en plein air, le mouvement de l’air de l’avant et de l’arrière du cône s’annule tout simplement, vous devez donc le placer dans une boîte pour éliminer son de l'arrière.

Je pense donc que la vraie réponse est la suivante: vous n'entendriez absolument rien car les contributions sonores de différentes parties de la surface du soleil s'annuleraient mutuellement. Le rayonnement sonore sur cette distance ne se produirait que si la surface du soleil se déplaçait de manière uniforme, c'est-à-dire que le soleil tout entier se dilate ou se contracte. Cela se produit dans une certaine mesure, mais seulement aux très très basses fréquences, qui sont inaudibles et où le rayonnement sonore est beaucoup moins efficace.

Parallèlement aux autres réponses, qui diffèrent, sur le niveau sonore du Soleil, il existe des informations sur son son réel. Je le décrirais comme variant de bourdonnement avec statique.

Écoutez l'audio brut de cette vidéo de la NASA: " NASA | Sun Sonification (audio brut) ", une version narrée de la NASA Goddard: " Sounds of the Sun ", ou visitez la page Web de Goddard Media Studios: " Sounds of the Sun ". L'article ne dit rien sur le "loudness".

Une autre page Web de la NASA, portant un nom identique à celui de GMS: " Sounds of the Sun ", fournit des informations supplémentaires:

"Le Soleil ne se tait pas. Le battement bas et palpitant du battement de notre étoile permet aux scientifiques d’observer à l’intérieur, révélant les énormes fleuves de matériaux solaires qui coulent sous leurs yeux - leurs oreilles, leurs oreilles. Alex Young, héliophysicien de la NASA, explique comment ce son simple nous connecte le Soleil et toutes les autres étoiles de l'univers. Cette pièce présente les sons du Soleil à basse fréquence.Pour une expérience d'écoute optimale, écoutez cette histoire à l'aide d'un casque.

...

Ce sont des sons solaires générés à partir des données de l’imageur doppler Michelson (MDI) de l’Observatoire solaire et héliosphérique (SOHO) de l’Observatoire solaire et héliosphérique (SOHO) et traités par A. Kosovichev . La procédure qu'il a utilisée pour générer ces sons était la suivante. Il a commencé avec les données de vitesse doppler, moyennées sur le disque solaire, de sorte qu'il ne reste que des modes de faible degré angulaire (l = 0, 1, 2). Un traitement ultérieur a supprimé les effets de mouvement, le réglage des instruments et certains points parasites de l’engin spatial. Ensuite, Kosovichev a filtré les données à environ 3 MHz pour sélectionner des ondes sonores propres (et non la supergranulation et le bruit instrumental). Enfin, il a interpolé sur les données manquantes et les a mises à l'échelle (il a accéléré le facteur 42 000 pour les amener dans la plage audible de l'audition humaine (kHz)). Pour plus de fichiers audio, visitez lePage sur les sons solaires du laboratoire de physique expérimental de Stanford . Crédits: A. Kosovichev, Laboratoire de physique expérimentale de Stanford. ".

Comme il est expliqué sur la page Web de Stanford: " Variations de la vitesse du son solaire ", ils ont été en mesure d'analyser ces sons pour produire un tracé de densité du Soleil. Des informations complémentaires sont disponibles sur la page Web de Stanford: " Helioseismology " où ils expliquent:

" Les ondes
La physique principale en sismologie et en héliosismologie est constituée par les mouvements des ondes qui sont excités à l'intérieur du corps (Terre ou Soleil) et se propagent à travers un milieu. Cependant, il existe de nombreuses différences en nombre et en types d'ondes pour les environnements terrestre et solaire. .

Pour la Terre, nous avons généralement une (ou plusieurs) source (s) d’agitation: séisme (s).

Pour le Soleil, aucune source ne génère d'ondes "sismiques" solaires. Les sources d'agitation provoquant les ondes solaires que nous observons sont des processus dans la plus grande région convective. Parce qu'il n'y a pas une source unique, nous pouvons traiter les sources comme un continuum. Le soleil qui sonne est comme une cloche frappée continuellement de nombreux petits grains de sable.

À la surface du Soleil, les ondes apparaissent comme des oscillations montantes et descendantes des gaz, observées comme des décalages Doppler des raies du spectre. Si l'on suppose qu'une raie spectrale solaire visible typique a une longueur d'onde d'environ 600 nanomètres et une largeur d'environ 10 picomètres, une vitesse de 1 mètre par seconde la décale d'environ 0,002 picomètre [ Harvey, 1995, p. 34 ]. En héliosismologie, les modes d'oscillation individuels ont des amplitudes ne dépassant pas environ 0,1 mètre par seconde. Par conséquent, l'objectif d'observation est de mesurer les décalages d'une ligne de spectre avec une précision de parties par million de sa largeur.

Modes d'oscillation
Les trois types d' ondes mesurés ou recherchés par les héliosismologistes sont: les ondes acoustiques, les ondes de gravité et les ondes de gravité de surface. Ces trois ondes génèrent respectivement les modes p , g et f en tant que modes d'oscillation résonants, car le Soleil agit comme une cavité résonante. Il existe environ 10 ^ 7 modes p et f seulement. [Harvey, 1995, p. 33]. Chaque mode d'oscillation échantillonne différentes parties de l'intérieur solaire. Le spectre des oscillations détectées provient de modes avec des périodes allant d'environ 1,5 minute à environ 20 minutes et avec des longueurs d'onde horizontales comprises entre moins de quelques milliers de kilomètres et la longueur du globe solaire [ Gough et Toomre, p. 627, 1991 ].

L'image ci-dessous a été générée par l'ordinateur pour représenter une onde acoustique (onde à mode p) résonnant à l'intérieur du Soleil.

La figure ci-dessus montre un ensemble d'ondes stationnaires des vibrations du Soleil. Ici, l'ordre radial est n = 14, le degré angulaire est l = 20 et l'ordre angulaire est m = 16. Les rouges et les bleus indiquent les déplacements d'éléments de signe opposé. La fréquence de ce mode déterminée à partir des données MDI est de 2935,88 ± 0,2 microHz.

La page Web wikipedia sur l' hélioséismologie propose ce tableau de puissance:

Une analyse des modes p du Soleil a été proposée dans: " Variations liées à l'activité de l'amplitude, de la largeur et de l'énergie des modes p au degré élevé dans les régions actives solaires " (21 janvier 2014), par RA Maurya, A. Ambastha et J Chae. Dans la section 3, ils fournissent une formule pour convertir la résonance tridimensionnelle en amplitude:

...

" 1. Introduction

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

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

où est la profondeur du point de retournement inférieur. La durée de vie des modes à degré élevé est beaucoup plus courte que la durée du trajet du son autour du Soleil. Par conséquent, les effets locaux sont plus importants pour ces modes que pour les modes à faible degré, qui ont des longueurs d'onde horizontales plus longues et une durée de vie plus longue. Il est probable que les ondes acoustiques de haut degré ne soient pas des modes globaux, c’est-à-dire qu’elles ne restent pas cohérentes lorsqu’elles se déplacent sur le pourtour pour se gêner. Par conséquent, elles peuvent localement être considérées comme des ondes verticalement piégées se déplaçant horizontalement. Celles-ci sont observées sous forme de mouvements photosphériques déduits des décalages Doppler des raies spectrales photosphériques.$r_t$

...

3. Techniques d'analyse
3.1. Diagrammes en anneau et paramètres en mode p

Pour estimer les paramètres de mode p correspondant à une zone sélectionnée sur le soleil, la région d'intérêt est suivie dans le temps. Cette zone spatio-temporelle est définie par un tableau (ou cube de données) de dimension . Ici, les deux premières dimensions ( ) correspondent à la taille spatiale de la région active (AR) le long des axes et , représentant les directions zonale et méridionale, et la troisième ( ) au temps$N_x × N_y × N_t$$N_x,N_y$$x$$y$$N_t$$t$en quelques minutes. Les cubes de données utilisés pour l'analyse du diagramme en anneau ont généralement une durée de 1664 min et une zone de couverture de 16 ° × 16 ° centrée autour de la position d'intérêt. Ce choix de zone est un compromis entre la résolution spatiale sur le Soleil, la plage de profondeur et la résolution en nombre d'onde spatiale des spectres de puissance. Une taille plus grande permet d'accéder aux couches sous-photosphériques plus profondes, mais uniquement avec une résolution spatiale plus grossière. D'autre part, une taille plus petite limite non seulement l'accès aux couches les plus profondes, mais rend également plus difficile la pose de bagues.

Les coordonnées spatiales des pixels dans les images suivies ne sont pas toujours entières. Pour appliquer la transformation de Fourier tridimensionnelle sur un cube de données suivi, nous avons interpolé les coordonnées des images suivies en valeurs entières, pour lesquelles nous utilisons la méthode d'interpolation sinc. La transformation de Fourier tridimensionnelle du cube de données tronque les anneaux situés près des bords en raison du repliement des fréquences les plus hautes vers le côté inférieur. Pour éviter les effets de troncature, nous avons apodisé le cube de données à la fois dans les dimensions spatiale et temporelle. L'apodisation spatiale a été obtenue par la méthode de la cloche 2D en cosinus, qui réduit la zone de 16 × 16 ° à une zone circulaire de 15 ° de rayon ( Corbard et al. 2003 ).

Le signal de vitesse photosphérique observé dans le cube de données est fonction de la position ( ) et du temps ( ). Soit le signal de vitesse dans le domaine fréquentiel , où, et sont des fréquences spatiales dans les directions et , respectivement, et est la fréquence angulaire des oscillations. Ensuite, le cube de données peut être écrit en tant que$v(x,y,t)$$x,y$$t$$f(k_x,k_y,ω)$$k_x$$k_y$$x$$y$$v(x,y,t)$

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

L'amplitude des oscillations en mode p est calculée à l'aide de la transformation de Fourier tridimensionnelle de Eq. (2). Le spectre de puissance est donné par $f(k_x,k_y,ω)$

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

5. Résumé et conclusions

Nous avons étudié les propriétés de degré p en degré élevé d'un échantillon de plusieurs réactions d'effet torrentielles et dormantes associées et observées au cours des cycles solaires 23 et 24 en utilisant la technique du diagramme en anneau, en supposant les ondes planes, et leur association avec les activités magnétiques et de la torche. Les changements dans les paramètres du mode p sont les effets combinés des cycles de service, des raccourcissements, des activités magnétiques et des éclaircies, ainsi que des incertitudes de mesure .

Il a été constaté que l’ amplitude ( ) et la puissance de fond ( ) des AR diminuaient avec leurs distances angulaires du centre du disque, tandis que leur largeur augmentait lentement. Les effets du raccourcissement sur l'amplitude et la largeur du mode sont cohérents avec les rapports de Howe et al. (2004) . La diminution de l'amplitude du mode avec la distance est due au fait que, lorsque la distance au centre du disque augmente, nous ne mesurons que la composante cosinus du déplacement vertical. De plus, le raccourcissement provoque une diminution de la résolution spatiale des dopoprammes à mesure que nous observons de plus en plus près du membre. Cela réduit la résolution spatiale déterminée sur le Soleil dans la direction du centre au membre et conduit donc à des erreurs d'observation systématiques.$A$$b_0$ A$A$

Les deuxièmes effets les plus importants sur les paramètres du mode p sont causés par le facteur de marche. Nous avons constaté que l’amplitude du mode augmente avec l’augmentation du facteur de marche, tandis que la largeur du mode et la puissance de fond montrent la tendance inverse. Des résultats similaires ont été rapportés précédemment pour l'amplitude et la largeur globales du mode p, par exemple par Komm et al. (2000a) . Ces auteurs ont signalé l'augmentation la plus forte de la largeur du mode et la réduction de l'amplitude avec le facteur de marche lorsque ses valeurs sont plus basses. Ces changements de paramètres de mode peuvent être causés par l'augmentation des échantillons de signaux dans les cubes de données. Cependant, nous avons constaté que pour quelques modes dans les bandes de fréquences de cinq minutes et de fréquences plus élevées, les amplitudes de mode n'augmentent pas de manière significative avec le rapport cyclique. L'effet du rapport cyclique diminue avec l' augmentation du degré d' harmonique$ℓ$. Pour étudier la relation entre les paramètres de mode et les activités magnétiques et éclairantes, nous avons corrigé les paramètres de mode de tous les AR et QR pour le raccourcir. ... "

La sonie exacte , telle que calculée ci-dessus, est fonction de l'endroit et du moment où vous mesurez.

Les pages Web Wikipedia: Les figures de Chladni (à plat), la résonance mécanique et la résonance de Helmholtz (sphère remplie d’air) fournissent des informations connexes sur la difficulté et la complexité des calculs. Le document: " Un article sur l'astérosismologie " (7 novembre 2017) de Maria Pia Di Mauro discute des ondes stationnaires se déplaçant à l'intérieur de l'étoile, qui interfèrent de manière constructive avec elles-mêmes, donnant lieu à des modes de résonance.