„Napszeizmológia” változatai közötti eltérés
| [ellenőrzött változat] | [ellenőrzött változat] |
Tartalom törölve Tartalom hozzáadva
aNincs szerkesztési összefoglaló |
a idegen szavak jelentésének megadása |
||
49. sor:
| - 0,22
|}
A csillagokat általában sugárzó frekvenciájuk (<math display="inline">\nu</math><sub>n,l,m</sub>) vagy felszíni reflexiós tulajdonságaik alapján rendszerezik. A Nap belseje két fő részből áll: a belső zónából – ahol az energia sugárzás formájában transzportálódik, illetve a külső ''konvektív'' (áramlási) zónából, mely a Nap térfogatának 30%-át foglalja el. Ez utóbbi rész valószínűsíthető módon az ''oszcillációs'' (periodikus) ''zóna'' is egyben. A gerjesztési mechanizmus [[sztochasztikus folyamat]], mely a gravitációs hullámok 3–10 perces oszcillációs periódusában is nyomon követhető. A kevert amplitúdó periódusának nagyságrendje mintegy 200 ms<sup>–1</sup>. A napfelszíni oszcilláció rendszerint az abszorpciós spektrum [[Doppler-effektus|Doppler-eltolódásával]] követhető nyomon, mely az atmoszféra alacsonyabb rétegeiben keletkezik. Az oszcillációs adatokból nyert információk révén kétféle módon is megközelíthető az ún. ''szoláris belső struktúra''. Az első a [[rezonancia]] effektusok vizsgálata, majd az oszcilláció sajátfrekvenciájának meghatározása. A második lehetőség a felszín két vagy több pontján keletkező hullámok terjedési sebességének mérése. A Nap saját vibrációs szintjének frekvenciáit a rendszer energiaspektrumának analízise révén kapjuk meg. A szeizmológiai kutatások alapvető technikái [[Perturbáció|perturbációs]] analízisek folyamata, mely integráns információs kapcsolatot tart fenn az oszcillációs adatok és a Nap belső struktúrája között. Ezeket a jellegzetességeket ezután egy lineáris inverziós technikával, például a legkisebb négyzetek módszerével összesítik. A ''helioszeizmikus inverzió'', valamint a ''struktúra inverzió'' nagy mennyiségű adathalmazzal dolgozik, ezért a megfelelő algoritmusok alkalmazása nagyon fontos.
== Napneutrínó probléma ==
57. sor:
== Szoláris oszcillációk ==
A Nap külső 1/3-a egy [[termodinamika]]i értelemben meglehetősen instabil részt alkot, a ''konvekciós zóná''t. Az oszcillációk turbulens konvektív hőáramok által generált, [[Sztochasztikus folyamat|sztochasztikus]] jellegű folyamatok. Bár a nagy gerjesztéses mechanizmusok – mint [[Fler|napflerek]] – is szerepet kapnak az említett eseményekben, nagyobbrészt inkább a kisebb nagyságrendben, de állandóan zajló mélységi konvekciós anyagáramlások a meghatározóak. A Nap belső tömege hőegyensúlyban lévőnek tételeződik, melyben a nyomás és a sűrűség perturbációja (zavaró egymásra hatás) adiabatikus kapcsolatban áll. Magas frekvenciatartományban, egyensúlyi állapotban a nyomás által létrehozott erőhatások egyenlítik ki a kisebb perturbációkat, ezzel [[Akusztikus hullám|akusztikus hullámokat]] generálva. A hullámok terjedése [[hangsebesség]] körüli, amely attól függően, hogy a Nap belsejében hol gerjesztődik, hozzávetőleg <math display="inline">c^2=\Gamma p/ \rho</math>, ahol <math display="inline">\Gamma</math>az első adiabatikus exponens. A nyomás jó közelítéssel: <math display="inline">p \propto \rho T/ \mu</math>, ahol ''T'' a hőmérséklet, <math display="inline">\mu</math> a gáz átlagos molekulasúlya, vagyis <math display="inline">c \propto T^{\frac{1}{2}}</math>. A vertikális irányban terjedő hullámokat kivéve a belső tér felé propagálódó hullámok egy bizonyos mélységben megtörnek. A felszín közelében az attól a felszín irányában távolodó hullámok szintén eltérülnek a felszín közeli élesen változó rétegzettség következtében. A rezgések [[sajátfüggvény]]ének horizontális összetevője gömbi harmonikus függvényekkel reprezentálható - <math>\Psi_l ^m </math> - melyben l (l>0) és ''m'' (-l < m < l) rendre az oszcilláció foka és azimutális rendje. A Nap sugárirányban generálódó oszcillációjának sajátfüggvénye három ''n'' kvantumszámmal jellemezhető, és leginkább a nóduszok számával jellemezhető, a Nap belsejétől egészen a felszínig. Ilyen például a nyomás perturbáció sajátfüggvénye. Ebből következően minden rezonancia frekvencia három kvantumszámmal jellemezhető, ezt az <math display="inline">\omega_{n,l,m}</math> rövidítéssel jelöljük, mely tulajdonképpen ''n''-nek monoton növekvő függvénye.
Teljesen gömbszimmetrikus határesetben a frekvencia függetlenné válik <math display="inline">m </math>-től, ugyanakkor valós esetben a rotáció ezt az elfajuló tendenciát megtöri. Hosszabb időintervallumokban, vagy [[aszfericitás]] esetén szintén sérül ez a szimmetria. Azonos <math>n</math> és <math>l </math>értékek, de különböző <math>m </math>-ek esetén multiplet
== A Nap rétegződése ==
65. sor:
=== Belső rotáció ===
A konvekciós zónában a belső rotáció alapvetően a szélességi körök szerint változik, mintsem a mélységgel. Alacsonyabb szélességi kör mentén a forgás gyorsabb, periódusideje 25 nap, míg magasabb szélességi kör esetén 30 nap. Ezen kísérleti tapasztalatok egyeznek a korábbi felszíni rotációra vonatkozó [[Spektroszkópia|spektroszkópiai
A mozgás hosszú időperiódusú elemzése során kiderült, hogy 1,3 éves periodicitással a forgás sebességében ingadozások észlelhetők. Ezek alacsonyabb szélességi kör mentén, a mélyebb konvekciós zónában tapasztalhatók, a tachoklin közelében. Ugyanakkor az megállapítható, hogy a közvetlen kapcsolat ezen ingadozások, valamint az aktivitási ciklusok közt még nem bizonyított.
85. sor:
<math display="block">\delta \omega^2/\omega^2 = \langle \mathrm{K}^{(1)}z_1 \rangle = \langle \mathrm{K}^{(2)}z_2 \rangle \quad (2) </math>Felhasználva (1)-et: <math display="block">\langle \mathrm{K}^{(1)}z_1 \rangle = \langle \mathrm{K}^{(2)}z_2 \rangle = \langle \mathrm{K}^{(2)},\mathfrak {A} z_1 \rangle = \langle \mathfrak {A}^* \mathrm{K}^{(2)},z_1 \rangle \qquad (3) </math>
ahol <math>\mathfrak {A}^* </math><math>\mathfrak{A} </math>-nak a ''hermitikus konjugáltja'' (felcseréltje). Összehasonlítva az iménti összefüggés első és utolsó kifejezését, a szekunder magtér megfelelő összefüggéséhez jutunk:
<math display="block">\mathfrak{A}^* \mathrm{K}^{(2)}= \mathrm{K}^{(1)} \qquad (4) </math>
| |||