¿Qué tan fuerte sería el sol?

El sonido no puede viajar a través del espacio exterior. Pero si pudiera, ¿qué tan fuerte sería el Sol? ¿El sonido sería peligroso para la vida en la Tierra, o apenas lo oiríamos desde esta distancia?

El sol es inmensamente ruidoso. La superficie genera de miles a decenas de miles de vatios de potencia de sonido por cada metro cuadrado. Eso es algo así como 10x a 100x el flujo de energía a través de los altavoces en un concierto de rock, o al frente de una sirena de policía. Excepto la "superficie del altavoz" en este caso es toda la superficie del Sol, unas 10.000 veces más grande que el área de la superficie de la Tierra.

A pesar de lo que dijo "user10094", de hecho sabemos cómo suena el Sol: instrumentos como el HMI de SDO o el MDI de SOHO o el observatorio GONG en tierra miden el desplazamiento Doppler en todas partes en la superficie visible del Sol, y nosotros ¡en realidad puede ver ondas de sonido (bueno, ondas de infrasonido) resonando en el Sol en su conjunto! Bastante bien, ¿eh? Dado que el Sol es grande, las ondas de sonido resuenan a frecuencias muy profundas: los modos resonantes típicos tienen períodos de 5 minutos, y hay aproximadamente un millón de ellos funcionando a la vez.

Los modos resonantes en el Sol están excitados por algo. Ese algo es la tremenda corriente de banda ancha de la turbulencia convectiva. El calor llega a la superficie del Sol por convección: el material caliente se eleva a través de las capas externas, llega a la superficie, se enfría (al irradiar la luz solar) y se hunde. La celda de convección "típica" es aproximadamente del tamaño de Texas, y se llama un "gránulo" porque se ven como pequeños granos cuando se ven a través de un telescopio. Cada uno (del tamaño de Texas, recuerde) se eleva, dispersa su luz y se hunde en cinco minutos. Eso produce una gran raqueta. Hay algo así como 10 millones de esos en toda la superficie del Sol en cualquier momento. La mayor parte de esa energía del sonido simplemente se refleja de vuelta al Sol, pero parte de ella sale a la cromosfera solar y a la corona. Nadie puede estar seguro, sin embargo, de cuánta energía de sonido sale, pero lo más probable es que entre 30 y 300 vatios por metro cuadrado de superficie, en promedio. La incertidumbre se debe a que la dinámica de la superficie del Sol es complicada. En el interior profundo, podemos pretender que el campo magnético solar no afecta mucho a la física y usar hidrodinámica, y en el exterior (corona) podemos pretender que el gas en sí no afecta mucho a la física. En las capas límite sobre la superficie visible, no se aplica ninguna aproximación y la física se vuelve demasiado complicada para ser manejable (todavía). podemos pretender que el campo magnético solar no afecta mucho a la física y usar hidrodinámica, y en el exterior (corona) podemos pretender que el gas en sí no afecta mucho a la física. En las capas límite sobre la superficie visible, no se aplica ninguna aproximación y la física se vuelve demasiado complicada para ser manejable (todavía). podemos pretender que el campo magnético solar no afecta mucho a la física y usar hidrodinámica, y en el exterior (corona) podemos pretender que el gas en sí no afecta mucho a la física. En las capas límite sobre la superficie visible, no se aplica ninguna aproximación y la física se vuelve demasiado complicada para ser manejable (todavía).

En términos de dBA, si todo ese sonido filtrado pudiera propagarse de alguna manera a la Tierra, bueno, veamos ... La luz solar en la Tierra se atenúa aproximadamente 10,000 veces por distancia (es decir, es 10,000 veces más brillante en la superficie del Sol), entonces si 200 W / m2 de sonido en el Sol podría de alguna manera propagarse a la Tierra, produciría una intensidad de sonido de aproximadamente 20 mW / m2. 0dB es aproximadamente 1pW / m2, entonces eso es aproximadamente 100dB. En la Tierra, a unos 150,000,000 kilómetros de la fuente de sonido. Lo bueno es que el sonido no viaja por el espacio, ¿eh?

La buena gente del proyecto SOHO / MDI creó algunos archivos de sonido de oscilaciones solares resonantes al acelerar los datos de su instrumento 43,000 veces. Puede escucharlos aquí, en el sitio web de Solar Center . Alguien más hizo lo mismo con el instrumento SDO / HMI, y superpuso los sonidos en los videos de primera luz de SDO . Ambos sonidos, que suenan como bandas de goma que se retuercen, se filtran fuertemente de los datos: un modo espacial resonante particular (forma de un sonido resonante) se extrae de los datos, por lo que se escucha principalmente ese modo resonante particular . El sonido real sin filtro es mucho más cacofónico, y para el oído sonaría menos como un sonido resonante y más como un ruido.

Si bien la publicación de Sir Cumference es una respuesta muy intrigante, me temo que está mal. La superficie del sol está claramente en movimiento, pero eso no necesariamente resulta en la radiación de sonido audible, incluso si el sol y la tierra se encuentran en un medio fluido (como un aire) que permitiría la transferencia de sonido.

Para explicar por qué, en realidad podemos aplicar la misma línea de análisis al océano de la Tierra. La superficie se mueve mucho, por lo que el sonido debe irradiarse. Sin embargo, no escuchamos nada a menos que esté realmente cerca y tenga olas rompientes.

Analicemos las matemáticas con números aproximados: el océano tiene una superficie de aproximadamente 510 millones de kilómetros cuadrados. . Digamos que la altura promedio de las olas es de 1 my la frecuencia promedio de las olas es de 0.1 Hz (1 onda cada 10 s). Si el océano fuera una fuente esférica, esto crearía una potencia acústica de y la presión acústica a 1000 km de distancia sería de 240 dB SPL. Obviamente ese no es el caso, de lo contrario todos estaríamos muertos. 5 ⋅ 10 24$150 \cdot 10^{12} m^2$$5 \cdot 10^{24} W$

¿Entonces por qué no? Para que el sonido realmente irradie, la superficie debe moverse uniformemente. Por cada ola oceánica que mueve el aire hacia arriba, hay una ola cercana que mueve el aire hacia abajo, por lo que las contribuciones simplemente se cancelan. Técnicamente hablando, necesitamos calcular la potencia integrando la intensidad normal sobre toda la superficie, la intensidad tiene cantidades iguales de componentes positivos y negativos y la suma sobre ellos es cero.

Esa es la misma razón por la que pones un altavoz en una caja: al aire libre, el movimiento del aire desde la parte frontal del cono y desde la parte posterior del cono simplemente se cancelará, por lo que lo colocas en una caja para deshacerte de él. sonido desde la parte trasera.

Así que creo que la respuesta real aquí es: no escucharías absolutamente nada, ya que las contribuciones de sonido de diferentes partes de la superficie del sol se cancelarían entre sí. La radiación de sonido a esa distancia solo ocurriría si la superficie del sol se mueve de manera uniforme, es decir, todo el sol se expande o contrae. Eso sucede hasta cierto punto, pero solo a frecuencias muy, muy bajas que son inaudibles y donde la radiación sonora es mucho menos eficiente.

Junto con las otras respuestas, que difieren, sobre el volumen del Sol, hay información disponible sobre cómo suena realmente. Lo describiría como un zumbido variable con estática.

Escuche el audio sin formato en este video de la NASA: " NASA | Sun Sonification (audio sin formato) ", una versión narrada por la NASA Goddard: " Sonidos del Sol ", o visite la página web de Goddard Media Studios: " Sonidos del Sol ". El artículo no dice nada sobre el "volumen".

Otra página web de la NASA, con un nombre idéntico al de GMS: " Sonidos del Sol ", proporciona información adicional:

"El Sol no está en silencio. El zumbido bajo y palpitante de los latidos del corazón de nuestra estrella permite a los científicos mirar dentro, revelando enormes ríos de material solar que fluyen alrededor de sus ojos, oídos, oídos. El heliófísico de la NASA Alex Young explica cómo este simple sonido nos conecta con el Sol y todas las otras estrellas del universo. Esta pieza presenta sonidos de baja frecuencia del Sol. Para la mejor experiencia auditiva, escuche esta historia con auriculares.

...

Estos son sonidos solares generados a partir de 40 días de los datos del Michelson Doppler Imager (MDI) del Observatorio Solar y Heliosférico (SOHO) y procesados ​​por A. Kosovichev . El procedimiento que utilizó para generar estos sonidos fue el siguiente. Comenzó con datos de velocidad Doppler, promediados sobre el disco solar, de modo que solo quedaban modos de bajo grado angular (l = 0, 1, 2). El procesamiento posterior eliminó los efectos de movimiento de la nave espacial, la afinación de instrumentos y algunos puntos espurios. Luego Kosovichev filtró los datos a aproximadamente 3 MHz para seleccionar ondas de sonido limpias (y no supergranulación y ruido instrumental). Finalmente, interpoló sobre los datos faltantes y escaló los datos (aceleró un factor de 42,000 para llevarlos al rango audible de audición humana (kHz)). Para más archivos de audio, visite elPágina de Sonidos solares de Stanford Experimental Physics Lab . Créditos: A. Kosovichev, Stanford Experimental Physics Lab. ".

Como se explica en la página web de Stanford: " Variaciones de velocidad del sonido solar " han podido analizar estos sonidos para producir una gráfica de densidad del Sol. Hay más información disponible en la página web de Stanford: " Heliosismología " donde explican:

" Ondas
La física primaria tanto en sismología como en heliosismología son movimientos de onda que se excitan en el interior del cuerpo (Tierra o Sol) y que se propagan a través de un medio. Sin embargo, existen muchas diferencias en el número y tipo de ondas para los ambientes terrestres y solares. .

Para la Tierra, generalmente tenemos una (o algunas) fuente (s) de agitación: terremoto (s).

Para el Sol, ninguna fuente genera ondas solares "sísmicas". Las fuentes de agitación que causan las ondas solares que observamos son procesos en la región convectiva más grande. Debido a que no hay una sola fuente, podemos tratar las fuentes como un continuo, por lo que el Sol que suena es como una campana golpeada continuamente con muchos pequeños granos de arena.

En la superficie del Sol, las ondas aparecen como oscilaciones ascendentes y descendentes de los gases, observadas como desplazamientos Doppler de las líneas del espectro. Si se supone que una línea de espectro solar visible típica tiene una longitud de onda de aproximadamente 600 nanómetros y un ancho de aproximadamente 10 picómetros, entonces una velocidad de 1 metro por segundo desplaza la línea aproximadamente 0.002 picómetros [ Harvey, 1995, pp. 34 ]. En heliosismología, los modos de oscilación individuales tienen amplitudes de no más de aproximadamente 0.1 metros por segundo. Por lo tanto, el objetivo de observación es medir los desplazamientos de una línea de espectro con una precisión de partes por millón de su ancho.

Modos de oscilación
Los tres tipos diferentes de ondas que miden o buscan los heliosismólogos son: ondas acústicas, de gravedad y de gravedad superficial. Estas tres ondas generan modos p , modos g y modos f, respectivamente, como modos resonantes de oscilación porque el Sol actúa como una cavidad resonante. Hay aproximadamente 10 ^ 7 modos p y f solos. [Harvey, 1995, págs. 33]. Cada modo de oscilación está muestreando diferentes partes del interior solar. El espectro de las oscilaciones detectadas surge de modos con períodos que varían de aproximadamente 1.5 minutos a aproximadamente 20 minutos y con longitudes de onda horizontales de menos de unos pocos miles de kilómetros a la longitud del globo solar [ Gough y Toomre, p. 627, 1991 ].

La imagen a continuación fue generada por la computadora para representar una onda acústica (onda en modo p) que resuena en el interior del Sol.

La figura de arriba muestra un conjunto de ondas estacionarias de las vibraciones del Sol. Aquí, el orden radial es n = 14, el grado angular es l = 20, y el orden angular es m = 16. Rojo y azul muestran desplazamientos de elementos de signo opuesto. La frecuencia de este modo determinada a partir de los datos MDI es 2935.88 +/- 0.2 microHz.

La página web de Wikipedia sobre Heliosismología ofrece este cuadro de poder:

Se ofreció un análisis de los modos p del Sol en: " Variaciones relacionadas con la actividad de amplitud, ancho y energía de modo p de alto grado en regiones solares activas " (21 de enero de 2014), por RA Maurya, A. Ambastha y J Chae En la sección 3 proporcionan una fórmula para convertir la resonancia tridimensional en amplitud:

...

" 1. Introducción

Oscilaciones fotosféricas de cinco minutos, probablemente observadas por primera vez por Leighton et al. (1962) , son causadas por ondas acústicas atrapadas (modos p) dentro del interior solar ( Ulrich 1970; Leibacher y Stein 1971 ) y son bien conocidas y han sido estudiadas ampliamente. Se cree que la energía de los modos p es aportada por los flujos convectivos o radiativos. Una determinación precisa de las propiedades de los modos p proporciona una herramienta poderosa para sondear el interior solar. Las oscilaciones acústicas de alto grado ( > 200) están atrapadas verticalmente en una carcasa esférica con la fotosfera como el límite superior y el límite inferior dependiendo del número de onda horizontal, , y la frecuencia ( ),$ℓ$$\small{k^2_h = \frac{l(l+1)}{r^2}}$$ω$

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

donde es la profundidad del punto de inflexión inferior. Las vidas de los modos de alto grado son mucho más cortas que el tiempo de viaje del sonido alrededor del Sol, por lo tanto, los efectos locales son más importantes para estos modos que para los modos de bajo grado, que tienen longitudes de onda horizontales más largas y vidas más largas. Es probable que las ondas acústicas de alto grado no sean modos globales, es decir, no permanezcan coherentes mientras viajan por la circunferencia para interferir entre sí. Por lo tanto, se pueden considerar localmente como ondas atrapadas verticalmente que viajan horizontalmente. Estos se observan como movimientos fotosféricos inferidos de los cambios Doppler de las líneas espectrales fotosféricas.$r_t$

...

3. Técnicas de análisis
3.1. Diagramas de anillo y parámetros del modo p

Para estimar los parámetros del modo p correspondientes a un área seleccionada sobre el Sol, se realiza un seguimiento de la región de interés a lo largo del tiempo. Esta área espacio-temporal está definida por una matriz (o cubo de datos) de dimensión . Aquí, las dos primeras dimensiones ( ) corresponden al tamaño espacial de la región activa (AR) a lo largo de los ejes e , que representan direcciones zonales y meridionales, y la tercera ( ) al tiempo$N_x × N_y × N_t$$N_x,N_y$$x$$y$$N_t$$t$en minutos. Los cubos de datos empleados para el análisis del diagrama de anillo tienen típicamente una duración de 1664 min y un área de cobertura de 16 ° × 16 ° centrada en la ubicación de interés. Esta elección de área es un compromiso entre la resolución espacial en el Sol, el rango de profundidad y la resolución en el número de onda espacial de los espectros de potencia. Un tamaño más grande permite acceder a las capas sub-fotosféricas más profundas, pero solo con una resolución espacial más gruesa. Por otro lado, un tamaño más pequeño no solo limita el acceso a las capas más profundas, sino que también dificulta el ajuste de los anillos.

Las coordenadas espaciales de los píxeles en las imágenes rastreadas no siempre son enteras. Para aplicar la transformación tridimensional de Fourier en el cubo de datos rastreados, interpolamos las coordenadas de las imágenes rastreadas a valores enteros, para lo cual utilizamos el método de interpolación sinc. La transformación tridimensional de Fourier del cubo de datos trunca los anillos cerca de los bordes debido al alias de frecuencias más altas hacia el lado inferior. Para evitar los efectos de truncamiento, hemos apodizado el cubo de datos en las dimensiones espacial y temporal. La apodización espacial se obtuvo mediante un método de campana de coseno 2D, que reduce el área de 16 ° × 16 ° a un parche circular con un radio de 15 ° ( Corbard et al. 2003 ).

La señal de velocidad fotosférica observada en el cubo de datos es una función de la posición ( ) y el tiempo ( ). Deje que la señal de velocidad en el dominio de frecuencia sea , donde y son frecuencias espaciales en las direcciones e , respectivamente, y ω es la frecuencia angular de las oscilaciones. Entonces el cubo de datos se puede escribir como$v(x,y,t)$$x,y$$t$$f(k_x,k_y,ω)$$k_x$$k_y$$x$$y$$v(x,y,t)$

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

La amplitud de las oscilaciones del modo p se calcula utilizando la transformación tridimensional de Fourier de la ecuación. (2) El espectro de potencia viene dado por $f(k_x,k_y,ω)$

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

5. Resumen y conclusiones

Estudiamos las propiedades de modo p de alto grado de una muestra de varios ARs en llamas y latentes y QR asociados, observados durante los ciclos solares 23 y 24 utilizando la técnica de diagrama de anillo, suponiendo ondas planas y su asociación con actividades magnéticas y de destellos. Los cambios en los parámetros del modo p son los efectos combinados de ciclos de trabajo, acortamiento, actividades magnéticas y de antorcha e incertidumbres de medición .

Se encontró que la amplitud del modo p ( ) y la potencia de fondo ( ) de los AR disminuían con sus distancias angulares desde el centro del disco, mientras que el ancho aumenta lentamente. Los efectos del escorzo en la amplitud y anchura del modo son consistentes con los informes de Howe et al. (2004) . La disminución de la amplitud de modo con la distancia surge porque al aumentar la distancia desde el centro del disco medimos solo la componente coseno del desplazamiento vertical. Además, el acortamiento provoca una disminución en la resolución espacial de los Dopplergramas a medida que observamos cada vez más cerca de la extremidad. Esto reduce la resolución espacial determinada en el Sol en la dirección del centro a la extremidad y, por lo tanto, conduce a errores de observación sistemáticos.$A$$b_0$$A$

Los segundos efectos más grandes en los parámetros del modo p son causados ​​por el ciclo de trabajo. Descubrimos que la amplitud del modo aumenta al aumentar el ciclo de trabajo, mientras que el ancho del modo y la potencia de fondo muestran la tendencia opuesta. Resultados similares se informaron previamente para la amplitud y el ancho del modo p global, por ejemplo, por Komm et al. (2000a) . Estos autores informaron el mayor aumento en el ancho del modo y la reducción en la amplitud con el ciclo de trabajo cuando sus valores son más bajos. Estos cambios en los parámetros de modo pueden ser causados ​​por el aumento de las muestras de señal en los cubos de datos. Sin embargo, encontramos que para algunos modos en las bandas de cinco minutos y en las frecuencias más altas, las amplitudes de los modos no aumentan significativamente con el ciclo de trabajo. El efecto del ciclo de trabajo disminuye al aumentar el grado armónico$ℓ$. Para estudiar la relación de los parámetros de modo con las actividades magnéticas y de destellos, corregimos los parámetros de modo de todos los AR y QR para el escorzo. ... ".

El volumen exacto , como se calculó anteriormente, es una función de dónde y cuándo se mide.

Las páginas web de Wikipedia: las figuras de Chladni (planas), la resonancia mecánica y la resonancia de Helmholtz (esfera llena de aire) proporcionan información relacionada sobre la dificultad y la complejidad de los cálculos. El documento: " Una revisión sobre Asteroseismología " (7 de noviembre de 2017), de Maria Pia Di Mauro, trata sobre las ondas estacionarias que viajan dentro de la estrella que interfieren constructivamente consigo mismas dando lugar a modos resonantes.