Naše slunce možná není tak velké, jak jsme si mysleli: Vědecká pohotovost

Hvězda ve středu naší sluneční soustavy – Slunce – může být nekonečně menší, než si vědci myslí.

Tým dvou astronomů nyní našel důkaz, že poloměr našeho Slunce je o několik setin menší než předchozí analýzy.

To se nemusí zdát mnoho, ale mohlo by to znamenat velký rozdíl v tom, jak vědci chápou zářící světelnou kouli, která udržuje naši planetu při životě.

Nové poznatky, které v současné době procházejí odborným hodnocením, jsou založeny na zvukových vlnách generovaných a zachycených v horkém plazmatu v nitru Slunce, nazývaných „tlakové“ nebo p-módy. Tyto zvonivé zvuky dokážou stejně jako kručící břicho Indikace změn tlaku Vyskytuje se ve slunečním trávicím kanálu.

Podle astrofyziků Masao Takata z Tokijské univerzity a Douglase Goffa z Cambridgeské univerzity umožňují oscilace v p-módu „dynamicky robustnější“ pohled do nitra Slunce než jiné oscilující zvukové vlny.

Abychom pochopili, co to znamená, je snazší si představit Slunce jako zvonící zvon, i když to není zvon, který byl jednou udeřen – což je zvon objevený vědci ze Stanfordské univerzity. Popsat Neustále na ni dopadá „mnoho malých zrnek písku“.

Všechen ten seismický hluk Vyrábí Miliony zvukových vln nebo oscilujících „vzorců“, které vědci mohou měřit na dálku.

Kromě tlaku a tahu vln p existují vlnky, které se vlivem gravitační síly kývají nahoru a dolů, nazývané g módy, které se označují jako f módy, když se vyskytují blízko povrchu hvězdy.

Jak se hvězdy stávají hustšími, mohou vznikat další režimy, které lze použít k popisu vlastností objektu.

Režimy F jsou zvláště užitečné pro studium horkého, vířícího plazmatu v nitru Slunce, zatímco režimy p jsou mimořádně užitečné pro zachycení „sférických harmonických“ Slunce.

Je to proto, že existují p-režimy Vznikají kolísáním tlaku V nitru slunce. Když se tyto vlny pohybují směrem ven, narážejí na povrch Slunce (jeho fotosféru) a odrážejí se zpět dovnitř a ohýbají se, když cestují turbulentním plazmatem, aby se odrazily od další části povrchu Slunce.

Kombinací velkého množství těchto režimů lze vytvořit obrázek o struktuře a chování Slunce.

Ale který si vyberete?

Tradiční referenční model pro seismický poloměr Slunce je založen na režimech f, kde se měří jako první.

Ale F módy, říkají někteří astronomové, nejsou úplně spolehlivé, protože nezasahují přímo k okraji sluneční fotosféry. Místo toho se zdá, že „klepou“ na to, co Takata a Goff nazývají „imaginární povrch“.

P režimy, Podle některých dřívějších výzkumůDosahují dále, protože jsou méně náchylné na magnetická pole a poruchy v horní mezní vrstvě konvekční zóny Slunce.

Při určování poloměru Slunce na základě seismických měření (spíše než na základě viditelného světla nebo tepelných výpočtů) Takata a Goff tvrdí, že optimálním řešením jsou p-módy.

Jejich výpočty využívající pouze frekvence p-módu naznačují, že poloměr sluneční fotosféry je o něco menší než u standardního solárního modelu.

Nezáleží na tom, jak malá je chyba, říká astrofyzička Emily Brunsden Sdělit Alex Wilkins dovnitř Nový svět RZměnit tradičnější model tak, aby vyhovoval takovým výsledkům, nebude snadné.

„Pochopit, proč se liší, je těžké,“ Brunsden Řekl„Protože se děje spousta věcí.“

Předtiskový papír vyšel dne arXiv.