Quão alto seria o sol?

O som não pode viajar através do espaço sideral. Mas se pudesse, quão alto seria o Sol? O som seria perigoso para a vida na Terra ou mal o ouviríamos a essa distância?

O sol está imensamente alto. A superfície gera milhares a dezenas de milhares de watts de potência sonora para cada metro quadrado. Isso é algo como 10x a 100x o fluxo de potência nos alto-falantes de um show de rock ou na frente de uma sirene de polícia. Exceto que a "superfície do alto-falante", neste caso, é toda a superfície do Sol, cerca de 10.000 vezes maior que a área da superfície da Terra.

Apesar do que "user10094" disse, sabemos de fato como o Sol "soa" - instrumentos como o HMI da SDO ou o MDI da SOHO ou o observatório GONG terrestre medem a variação do Doppler em toda parte na superfície visível do Sol, e nós pode realmente ver ondas sonoras (bem, ondas infra-sonoras) ressoando no Sol como um todo! Muito legal, né? Como o Sol é grande, as ondas sonoras ressoam em frequências muito profundas - os modos ressonantes típicos têm períodos de 5 minutos e existem cerca de um milhão deles acontecendo ao mesmo tempo.

Os modos ressonantes no Sol são excitados por alguma coisa. Essa é a tremenda corrida de banda larga da turbulência convectiva. O calor é trazido para a superfície do Sol por convecção - o material quente sobe através das camadas externas, atinge a superfície, esfria (irradiando a luz do sol) e afunda. A célula de convecção "típica" é do tamanho do Texas e é chamada de "grânulo" porque se parece com pequenos grãos quando vistos através de um telescópio. Cada um (do tamanho do Texas, lembre-se) aumenta, dispersa sua luz e afunda em cinco minutos. Isso produz um pedaço de uma raquete. Há algo como 10 milhões daqueles em toda a superfície do Sol a qualquer momento. A maior parte dessa energia sonora é refletida de volta ao Sol, mas parte dela é liberada na cromosfera solar e na coroa. Ninguém pode ter certeza, ainda, quanto dessa energia sonora sai, mas é mais provável entre 30 e 300 watts por metro quadrado de superfície, em média. A incerteza vem porque a dinâmica da superfície do Sol é complicada. No interior profundo, podemos fingir que o campo magnético solar não afeta muito a física e usar a hidrodinâmica, e no exterior (corona) podemos fingir que o gás em si não afeta muito a física. Nas camadas limite acima da superfície visível, nenhuma aproximação se aplica e a física se torna muito complicada para ser tratável (ainda). podemos fingir que o campo magnético solar não afeta muito a física e usar a hidrodinâmica, e no exterior (corona) podemos fingir que o gás em si não afeta muito a física. Nas camadas limite acima da superfície visível, nenhuma aproximação se aplica e a física se torna muito complicada para ser tratável (ainda). podemos fingir que o campo magnético solar não afeta muito a física e usar a hidrodinâmica, e no exterior (corona) podemos fingir que o gás em si não afeta muito a física. Nas camadas limite acima da superfície visível, nenhuma aproximação se aplica e a física se torna muito complicada para ser tratável (ainda).

Em termos de dBA, se todo esse som vazado pudesse se propagar de alguma forma para a Terra, bem, vamos ver ... A luz do Sol na Terra é atenuada cerca de 10.000 vezes por distância (ou seja, é 10.000 vezes mais brilhante na superfície do Sol), então se 200 W / m2 de som no Sol poderia de alguma forma se propagar para a Terra, produziria uma intensidade sonora de cerca de 20 mW / m2. 0dB é de cerca de 1pW / m2, ou seja, cerca de 100dB. Na Terra, a cerca de 150 milhões de quilômetros da fonte sonora. Ainda bem que o som não viaja pelo espaço, não é?

As pessoas boas no projeto SOHO / MDI criaram alguns arquivos de som de oscilações solares ressonantes, acelerando os dados de seu instrumento em 43.000 vezes. Você pode ouvi-los aqui, no site do Solar Center . Outra pessoa fez a mesma coisa com o instrumento SDO / HMI e sobrepôs os sons nos vídeos da primeira luz do SDO . Ambos os sons, que parecem faixas de borracha, são fortemente filtrados a partir dos dados - um modo espacial ressonante específico (formato de um som ressonante) está sendo extraído dos dados, e você ouve principalmente esse modo ressonante específico . O som não filtrado real é muito mais cacofônico, e para o ouvido soaria menos como um som ressonante e mais como ruído.

Enquanto o post de Sir Cumference é uma resposta muito intrigante, mas receio que esteja errado. A superfície do sol está claramente em movimento, mas isso não resulta necessariamente na radiação do som audível, mesmo que o sol e a terra estejam em um meio fluido (como um ar) que permita a transferência do som.

Para explicar o porquê, podemos aplicar a mesma linha de análise ao oceano da Terra. A superfície se move muito, portanto o som deve ser irradiado. No entanto, não ouvimos nada a menos que você esteja realmente por perto e tenha ondas quebrando.

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

Então por que não? Para que o som realmente irradie, a superfície deve se mover uniformemente. Para cada onda oceânica que move o ar para cima, há uma onda próxima que move o ar para baixo e, portanto, as contribuições simplesmente são canceladas. Tecnicamente falando, precisamos calcular a potência integrando a intensidade normal em toda a superfície, a intensidade tem quantidades iguais de componentes positivos e negativos e a soma sobre eles é zero.

Essa é a mesma razão pela qual você coloca um alto-falante em uma caixa: ao ar livre, o movimento do ar da parte frontal do cone e da parte traseira do cone é cancelado, então você o coloca em uma caixa para se livrar do som da parte traseira.

Então eu acho que a resposta real aqui é: você não ouviria absolutamente nada, já que as contribuições sonoras de diferentes partes da superfície do sol se anulariam. A radiação sonora a essa distância só ocorreria se a superfície do sol se mover uniformemente, ou seja, se o sol inteiro se expandir ou se contrair. Isso acontece até certo ponto, mas apenas em frequências muito, muito baixas, inaudíveis e onde a radiação sonora é muito menos eficiente.

Juntamente com as outras respostas, que diferem, sobre a intensidade do sol, há informações disponíveis sobre o que realmente soa. Eu o descreveria como um zumbido variável com estática.

Ouça o áudio bruto deste vídeo da NASA: " NASA | Sun Sonification (áudio bruto) ", uma versão narrada da NASA Goddard: " Sons of the Sun ", ou visite a página da Goddard Media Studios: " Sounds of the Sun ". O artigo não diz nada sobre o "volume".

Outra página da NASA, com um nome idêntico ao da GMS: " Sons of the Sun ", fornece algumas informações adicionais:

"O Sol não está silencioso. O zumbido baixo e pulsante do batimento cardíaco de nossa estrela permite que os cientistas espiem para dentro, revelando enormes rios de material solar fluindo diante de seus olhos - er, ouvidos. O heliofísico da NASA Alex Young explica como esse som simples nos conecta o Sol e todas as outras estrelas do universo. Esta peça apresenta sons de baixa frequência do Sol. Para uma melhor experiência de audição, ouça essa história com fones de ouvido.

...

Estes são sons solares gerados a partir de 40 dias dos dados Michelson Doppler Imager (MDI) do Observatório Solar e Heliosférico (SOHO) e processados ​​por A. Kosovichev . O procedimento que ele usou para gerar esses sons foi o seguinte. Ele começou com dados de velocidade do doppler, calculados sobre o disco solar, de modo que apenas modos de baixo ângulo angular (l = 0, 1, 2) permaneciam. O processamento subsequente removeu os efeitos de movimento da espaçonave, o ajuste do instrumento e alguns pontos espúrios. Em seguida, Kosovichev filtrou os dados em cerca de 3 MHz para selecionar ondas sonoras limpas (e não supergranulação e ruído instrumental). Finalmente, ele interpolou os dados ausentes e os escalou (acelerou um fator de 42.000 para trazê-los para o alcance audível da audição humana (kHz)). Para mais arquivos de áudio, visite oPágina de Sons Solares do Laboratório de Física Experimental de Stanford . Créditos: A. Kosovichev, Laboratório de Física Experimental de Stanford ".

Como é explicado na página de Stanford: " Variações da velocidade do som solar ", eles foram capazes de analisar esses sons para produzir um gráfico de densidade do sol. Mais informações estão disponíveis na página de Stanford: " Helioseismology ", onde eles explicam:

" Ondas
A física primária na sismologia e na helioseismologia são movimentos de ondas que são excitados no interior do corpo (Terra ou Sol) e se propagam através de um meio. No entanto, existem muitas diferenças no número e tipo de ondas para ambientes terrestres e solares. .

Para a Terra, geralmente temos uma (ou algumas) fonte (s) de agitação: terremoto (s).

Para o Sol, nenhuma fonte gera ondas "sísmicas" solares. As fontes de agitação que causam as ondas solares que observamos são processos na região convectiva maior. Como não há uma fonte, podemos tratá-las como um continuum, de modo que o Sol que toca é como um sino tocado continuamente com muitos pequenos grãos de areia.

Na superfície do Sol, as ondas aparecem como oscilações dos gases para cima e para baixo, observadas quando Doppler muda as linhas do espectro. Se alguém assume que uma linha de espectro solar visível típica tem um comprimento de onda de cerca de 600 nanômetros e uma largura de cerca de 10 picômetros, então uma velocidade de 1 metro por segundo muda a linha de cerca de 0,002 picômetros [ Harvey, 1995, pp. 34 ]. Na helioseismologia, os modos de oscilação individual têm amplitudes não superiores a cerca de 0,1 metros por segundo. Portanto, o objetivo observacional é medir as mudanças de uma linha de espectro com uma precisão de partes por milhão de sua largura.

Modos de oscilação
Os três tipos diferentes de ondas que os helioseismologistas medem ou procuram são: ondas acústicas, gravitacionais e de gravidade superficial. Essas três ondas geram modos p , modos eg modos f, respectivamente, como modos ressonantes de oscilação, porque o Sol atua como uma cavidade ressonante. Existem cerca de 10 ^ 7 modos ef sozinhos. [Harvey, 1995, pp. 33]. Cada modo de oscilação está amostrando diferentes partes do interior solar. O espectro das oscilações detectadas surge de modos com períodos que variam de cerca de 1,5 minutos a cerca de 20 minutos e com comprimentos de onda horizontais entre menos de alguns milhares de quilômetros ao comprimento do globo solar [ Gough e Toomre, p. 627, 1991 ].

A imagem abaixo foi gerada pelo computador para representar uma onda acústica (onda no modo p) ressoando no interior do sol.

A figura acima mostra um conjunto de ondas estacionárias das vibrações do Sol. Aqui, a ordem radial é n = 14, o grau angular é l = 20 e a ordem angular é m = 16. Vermelho e azul mostram deslocamentos do elemento do sinal oposto. A frequência deste modo determinada a partir dos dados MDI é 2935,88 +/- 0,2 microHz.

A página da wikipedia em Helioseismology oferece este gráfico de poder:

Uma análise dos modos p do Sol foi oferecida em: " Variações relacionadas à atividade da amplitude, largura e energia do modo p de alto grau nas regiões solares ativas " (21 de janeiro de 2014), por RA Maurya, A. Ambastha e J Chae. Na seção 3, eles fornecem uma fórmula para converter a ressonância tridimensional em amplitude:

...

" 1. Introdução

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

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

onde é a profundidade do ponto de viragem inferior. A vida útil dos modos de alto grau é muito menor do que o tempo de viagem sonora ao redor do Sol; portanto, os efeitos locais são mais importantes para esses modos do que nos modos de baixo grau, que têm comprimentos de onda horizontais mais longos e vida útil mais longa. É provável que as ondas acústicas de alto grau não sejam modos globais, ou seja, elas não permaneçam coerentes ao viajar pela circunferência para interferir consigo mesmas. Portanto, eles podem ser considerados localmente como ondas horizontalmente presas na vertical. Estes são observados como movimentos fotosféricos inferidos a partir dos desvios Doppler das linhas espectrais fotosféricas.$r_t$

...

3. Técnicas de análise
3.1. Diagramas em anel e parâmetros do modo p

Para estimar os parâmetros do modo p correspondentes a uma área selecionada sobre o Sol, a região de interesse é rastreada ao longo do tempo. Essa área espaço-temporal é definida por uma matriz (ou cubo de dados) da dimensão . Aqui, as duas primeiras dimensões ( ) correspondem ao tamanho espacial da região ativa (AR) ao longo dos eixos - e , representando as direções zonal e meridional, e a terceira ( ) para o tempo$N_x × N_y × N_t$$N_x,N_y$$x$$y$$N_t$$t$em minutos. Os cubos de dados empregados para a análise do diagrama em anel têm normalmente duração de 1664 min e área de cobertura de 16 ° × 16 ° centralizada em torno do local de interesse. Essa escolha de área é um compromisso entre a resolução espacial do Sol, a faixa de profundidade e a resolução no número de onda espacial dos espectros de potência. Um tamanho maior permite acessar as camadas subfotográficas mais profundas, mas apenas com uma resolução espacial mais grossa. Por outro lado, um tamanho menor não apenas limita o acesso às camadas mais profundas, mas também dificulta o encaixe dos anéis.

As coordenadas espaciais dos pixels nas imagens rastreadas nem sempre são inteiras. Para aplicar a transformação tridimensional de Fourier no cubo de dados rastreados, interpolamos as coordenadas das imagens rastreadas em valores inteiros, para os quais usamos o método de interpolação sinc. A transformação tridimensional de Fourier do cubo de dados trunca os anéis próximos às bordas devido ao alias de frequências mais altas no lado inferior. Para evitar os efeitos do truncamento, apodizamos o cubo de dados nas dimensões espacial e temporal. A apodização espacial foi obtida pelo método de sino 2D-cosseno, que reduz a área de 16 ° × 16 ° a um adesivo circular com um raio de 15 ° ( Corbard et al. 2003 ).

O sinal de velocidade fotográfica observado no cubo de dados é uma função da posição ( ) e do tempo ( ). Seja o sinal de velocidade no domínio da frequência , onde e são frequências espaciais nas direções - -, respectivamente, e ω é a frequência angular das oscilações. Em seguida, o cubo de dados pode ser gravado como$v(x,y,t)$$x,y$$t$$f(k_x,k_y,ω)$$k_x$$k_y$$x$$y$$v(x,y,t)$

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

A amplitude das oscilações no modo p é calculada usando a transformação tridimensional de Fourier da Eq. (2) O espectro de potência é 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. Resumo e conclusões

Estudamos as propriedades de modo p de alto grau de uma amostra de vários ARs adormecidos e queimados e QRs associados, observados durante os ciclos solares 23 e 24 usando a técnica de diagrama de anéis, assumindo ondas planas e sua associação com atividades magnéticas e de flare. As mudanças nos parâmetros do modo p são os efeitos combinados dos ciclos de trabalho, escoramentos, atividades magnéticas e de alargamento e incertezas da medição .

-se que a amplitude do modo p ( ) e a potência de fundo ( ) dos ARs diminuíram com as distâncias angulares do centro do disco, enquanto a largura aumenta lentamente. Os efeitos do escorço na amplitude e largura do modo são consistentes com os relatórios de Howe et al. (2004) . A diminuição da amplitude do modo com a distância surge porque, com o aumento da distância do centro do disco, medimos apenas o componente cosseno do deslocamento vertical. Além disso, o escorço provoca uma diminuição na resolução espacial dos diagramas Doppler à medida que observamos cada vez mais perto do membro. Isso reduz a resolução espacial determinada no Sol na direção do centro ao membro e, portanto, leva a erros observacionais sistemáticos.$A$$b_0$ A$A$

Os segundos maiores efeitos nos parâmetros do modo p são causados ​​pelo ciclo de trabalho. Descobrimos que a amplitude do modo aumenta com o aumento do ciclo de trabalho, enquanto a largura do modo e a potência de fundo mostram a tendência oposta. Resultados semelhantes foram relatados anteriormente para a amplitude e largura globais do modo p, por exemplo, por Komm et al. (2000a) . Esses autores relataram o aumento mais forte na largura do modo e redução na amplitude com o ciclo de trabalho quando seus valores são mais baixos. Essas mudanças nos parâmetros de modo podem ser causadas pelo aumento das amostras de sinal nos cubos de dados. No entanto, descobrimos que, para alguns modos nas faixas de cinco minutos e nas frequências mais altas, as amplitudes dos modos não aumentam significativamente com o ciclo de trabalho. O efeito do ciclo de trabalho diminui com o aumento do grau harmônico$ℓ$. Para estudar a relação dos parâmetros de modo com as atividades magnéticas e de alargamento, corrigimos os parâmetros de modo de todos os ARs e QRs para escorço. ... "

O volume exato , conforme calculado acima, é uma função de onde e quando você mede.

As páginas da Wikipedia: figuras de Chladni (plana), ressonância mecânica e ressonância de Helmholtz (esfera cheia de ar) fornecem algumas informações relacionadas sobre a dificuldade e a complexidade dos cálculos. O artigo: " Uma revisão sobre asteroseismologia " (7 de novembro de 2017), de Maria Pia Di Mauro discute ondas estacionárias viajando dentro da estrela que interferem construtivamente consigo mesmas, dando origem a modos ressonantes.