Высокочастотные волны на Солнце: новое открытие в солнечной физике

Что такое высокочастотные ретроградные волны вихря на Солнце. Как ученые обнаружили эти необычные волны. Почему это открытие важно для понимания внутренней динамики Солнца. Какие новые вопросы оно ставит перед исследователями.

Что представляют собой высокочастотные ретроградные волны вихря

Ученые впервые обнаружили на Солнце необычный тип волн, названных высокочастотными ретроградными (HFR) волнами вихря. Эти волны имеют следующие ключевые характеристики:

• Распространяются в направлении, противоположном вращению Солнца (ретроградно)
• Имеют высокую частоту — в 3 раза выше, чем у известных ранее волн Россби того же масштаба
• Являются экваториально-антисимметричными — их структура зеркально отражается относительно экватора Солнца
• Связаны с вихревыми движениями плазмы в солнечных недрах

Обнаружение этих волн стало неожиданностью для исследователей, так как их свойства не соответствуют предсказаниям стандартных гидродинамических теорий.

Как были обнаружены HFR-волны на Солнце

Открытие HFR-волн стало возможным благодаря анализу данных многолетних наблюдений за Солнцем с помощью двух инструментов:

• Наземная сеть телескопов GONG (Global Oscillation Network Group)
• Космический аппарат SDO (Solar Dynamics Observatory) с прибором HMI (Helioseismic and Magnetic Imager)

Ученые применили методы гелиосейсмологии и корреляционного анализа к огромным массивам данных о колебаниях солнечной поверхности. Это позволило выявить присутствие ранее неизвестного типа волн в глубоких слоях Солнца.

Почему открытие HFR-волн важно для солнечной физики

Обнаружение высокочастотных ретроградных волн вихря имеет большое значение для понимания внутренней динамики Солнца по нескольким причинам:

1. Эти волны могут нести информацию о таких параметрах солнечных недр, как магнитные поля, турбулентная вязкость и градиенты энтропии, которые недоступны для изучения с помощью обычных акустических волн.
2. Необычные свойства HFR-волн указывают на наличие неизвестных ранее физических механизмов в солнечной плазме.
3. Изучение этих волн может пролить свет на процессы генерации магнитного поля Солнца и природу солнечного динамо.
4. HFR-волны могут быть связаны с крупномасштабной конвекцией в недрах Солнца, о которой пока мало что известно.

Таким образом, это открытие открывает новое окно для исследования внутреннего строения и динамики нашей звезды.

Какие гипотезы выдвигаются для объяснения природы HFR-волн

Ученые рассматривают несколько возможных механизмов генерации высокочастотных ретроградных волн вихря:

1. Модификация обычных волн Россби внутренними магнитными полями Солнца
2. Влияние гравитации на колебания солнечной плазмы
3. Эффекты сжимаемости солнечного вещества
4. Взаимодействие с силой Кориолиса из-за вращения Солнца

Однако ни одна из этих гипотез пока не может полностью объяснить наблюдаемые свойства HFR-волн. Требуются дальнейшие исследования и разработка новых теоретических моделей.

Какие новые вопросы ставит обнаружение HFR-волн перед солнечной физикой

Открытие высокочастотных ретроградных волн вихря поднимает ряд фундаментальных вопросов о физике Солнца:

• Какова истинная природа этих волн и механизм их генерации?
• Как они взаимодействуют с другими типами колебаний в солнечной плазме?
• Какую роль играют HFR-волны в глобальной динамике Солнца?
• Могут ли они влиять на процессы в солнечной атмосфере и космическую погоду?
• Существуют ли подобные волны на других звездах?

Ответы на эти вопросы потребуют как новых наблюдений, так и развития теоретических моделей солнечной гидродинамики и магнитогидродинамики.

Перспективы дальнейшего изучения HFR-волн

Для углубленного исследования высокочастотных ретроградных волн вихря ученые планируют использовать несколько подходов:

• Анализ более длительных рядов наблюдений для уточнения свойств волн
• Применение усовершенствованных методов гелиосейсмологии
• Разработка новых численных моделей солнечной конвекции
• Поиск аналогичных волновых явлений на других звездах
• Создание специализированных космических миссий для изучения внутренней динамики Солнца

Эти усилия помогут раскрыть природу загадочных HFR-волн и углубить наше понимание физики Солнца и звезд в целом.

Значение открытия HFR-волн для астрофизики и фундаментальной науки

Обнаружение нового типа волн в недрах Солнца имеет широкие научные последствия:

• Оно демонстрирует, что даже в XXI веке на Солнце можно сделать фундаментальные открытия
• Указывает на пробелы в нашем понимании физики звездных недр
• Стимулирует развитие новых теоретических подходов в астрофизике
• Может привести к пересмотру моделей звездной эволюции
• Открывает новые возможности для диагностики внутреннего строения звезд

Таким образом, открытие высокочастотных ретроградных волн вихря на Солнце не только углубляет наши знания о ближайшей звезде, но и вносит вклад в фундаментальную науку в целом.

Физики предложили искать гравитационные волны с помощью радиотелескопов

Радиотелескопы, предназначенные для исследований реликтового излучения, могут стать инструментом для обнаружения высокочастотных гравитационных волн. Эти волны несут информацию о процессах, происходивших в ранней Вселенной и их нельзя зарегистрировать с помощью LIGO и похожих интерферометров. Статья опубликована в журнале Physical Review Letters.

Гравитационные волны — возмущения гравитационного поля, распространяющиеся подобно ряби на воде. Они могут преодолевать огромные расстояния, не взаимодействуя с веществом, поэтому они служат ценным источником информации о различных событиях, в результате которых родились. Это могут быть слияния нейтронных звезд и черных дыр, последние стадии коллапса звездных ядер. Впервые гравитационные волны были зарегистрированы детектором LIGO в 2015 году, и причиной их рождения стало как раз слияние двух черных дыр.

LIGO, а также другие детекторы гравитационных волн, такие как Virgo и KAGRA, — это лазерные интерферометры. Принцип их действия основан на интерференции света из разных плеч интерферометра. Прибор настроен таким образом, чтобы в результате интерференции получался ноль. Если появляется ненулевой сигнал, значит, гравитационная волна растянула или сжала одно из плеч интерферометра.

LIGO, Virgo и KAGRA наиболее чувствительны к гравитационным волнам в диапазоне частот примерно от 10 герц до 10 килогерц — огромная часть спектра гравитационных волн остается для них невидимой. Это значит, что мы не можем получить информацию о некоторых процессах, например, тех, что происходили вскоре после Большого взрыва.

Валери Домке (Valerie Domcke) из ЦЕРНа и Камило Гарсия-Сели (Camilo Garcia-Cely) из ускорительного центра DESY предложили регистрировать гравитационные волны с помощью радиотелескопов. В основе их метода лежит эффект Герценштейна. Он заключается в том, что при прохождении через сильное магнитное поле гравитационные волны превращаются в фотоны, и наоборот. Ученые уже искали этот эффект в сверхпроводниках. Авторы работы показали, что его можно увидеть и в космических масштабах.

Превращения гравитационных волн в фотоны приводят к искажениям в реликтовом излучении. Его еще называют фоновым, потому что это тепловое излучение равномерно заполняет Вселенную. По данным об искажениях можно обнаружить высокочастотные гравитационные волны (с частотой порядка от одного мегагерца до одного гигагерца).

Источники этих волн были активны до реионизации, в период Темных веков или даже раньше. То есть, около 13,3 миллиардов лет назад. Волны от таких источников нельзя зарегистрировать с помощью интерферометров. Исследователи использовали радионаблюдения реликтового излучения, чтобы вычислить, гравитационные волны какой амплитуды можно зарегистрировать новым способом. Они взяли данные двух радиотелескопов: EDGES и ARCADE2.

Амплитуда гравитационных волн — безразмерная величина, равная отношению растяжений и сжатий пробных масс относительно друг друга. Полученные значения отличаются в зависимости от предполагаемой магнитной индукции космического магнитного поля. Для слабых полей (порядка 10^-18 гаусса) смещения гравитационного поля, которые можно заметить с помощью радиотелескопа, составили 10^-12 и 10^-14 (для EDGES и ARCADE2 соответственно). Это значит, что чувствительность метода ниже, чем при детектировании интерферометрами. Но если принять, что индукция магнитных полей в космосе выше (порядка 10^-12 гаусса), эти значения составляют уже 10^-21 и 10^-24.

Наблюдения за высокочастотными гравитационными волнами могут дать ученым возможность изучить явления, происходившие в очень молодой, горячей Вселенной.

О том, почему так сложно построить детектор, способный засечь колебания пространства, вызванные гравитационными волнами, можно прочитать в материале «Тоньше протона».

Екатерина Назарова

Нашли опечатку? Выделите фрагмент и нажмите Ctrl+Enter.

Высокочастотные одноканальное контактное устройство SNHF01

3549

SNHF01 от Senring – это серия высокочастотных одноканальных скользящих контактов. Они предназначены для систем с низкой скоростью вращения (до 10 об./мин.при обороте 360 градусов, допускается реверсивное вращение), настроенных на передачу сигнала высокой частоты (до 6,5ГГц). Бесспорными плюсами серии можно считать небольшие габариты деталей, пониженные значения потерь входящего сигнала и коэффициента стоячей волны.

Высокочастотные контактные кольца, выпускающиеся с маркировкой SNHF01 – детали, адресованные системам и устройствам трансляции аналогового сигнала высокой частоты. К числу приборов, в составе которых они используются или могут быть использованы, относятся промышленные и военные радары, приемники и антенны телекоммуникационных и охранных устройств. Компактность, внешняя простота исполнения и принцип работы позволяет использовать их в составе систем разного назначения и специфики.

Корпус этих токосъемников изготавливается из нержавеющей стали и алюминия промышленной очистки. Токосъемники этого типа успешно справляются с вибрацией, защищены от короткого замыкания и просты в монтаже. Температурный предел серии стандартен – от -40℃ до +70℃. Подключение устройства к сети производится посредством коннекторов SMA-типа.

Данная серия может быть комбинирована с серией токосъемников на вал (SNH) или дисковых токосъемников (SNK), что позволяет расширить функционал токосъемника (передача цифровых сигналов, силовые линии и т.д.).

Внимание!

• Следите за тем, чтобы токосъемник не испытывал никакой нагрузки, а также чтобы на нем не было никаких подводящих проводов.
• Во избежание каких-либо повреждений изоляции подводящего провода при установке будьте осторожны.
• Будучи точным компонентом, токосъемник должен эксплуатироваться в сухой, не запыленной среде (за исключением моделей в пыле-влагозащищенном исполнении). При не соответствующих этим требованиям условиях необходимо применять меры по защите токоприемника.

Нажмите на изображение для его увеличения

• Загрузки
• Заказать

Техническое описание в формате .

PDF Сертификат соответствия Получить Коммерческое предложение

Технические характеристики

Кол-во каналов	1
Максимальная частота, МГц	6500
Сила тока	1 А
Макс. скорость, об/мин	10
Коэффициент стоячей волны по напряжению (VSWR)	VSWR≤1.3
Колебания КСВН при вращении (VSWR WOW)
Вносимые потери
Колебания вносимых потерь при вращении
Материал корпуса	Нержавеющая сталь и алюминий промышленной очистки
Покрытие контактов	медь
Масса, г	50
Соответствие СЕ	соответствует
Срок службы, млн. об.	более 1 млн. оборотов
Тип коннекторов	SMA-K/SMA-K
Класс IP	IP51
Допустимая влажность	10% до 85% (без конденсации)
Рабочая температура	-40°C до 70°C

*Могут иметь место ошибки и изменения в описании модели. Перед оплатой счета уточните размеры и характеристики модели у менеджера.

Остались вопросы?

Давайте обсудим Ваш проект. Наши специалисты на связи!

Оставить запрос

Наши довольные клиенты

LIGO Wave Physics

Ключевые идеи:

• Источники с высокочастотным движением производят высокочастотные сигналы
• Музыкальные инструменты отображают связь между частотой сигнала и свойствами источника
• В астрономии мы узнаем об источниках (звездах и черных дырах!), изучая их сигналы (световые и гравитационные волны!)

Звуковые волны

Звуки более низкого тона имеют более длинные волны. Музыкальные инструменты созданы для того, чтобы резонировать с высоту звука, которую они производят, а это означает, что музыка из инструмента имеет длины волн, соответствующие длине инструмента. Вот почему более крупные инструменты имеют более низкий звук. Вы можете часто слышу нечто подобное у животных: более крупные животные склонны издавать звуки более низкого тона.

Низкая частота

Длинная длина волны

Высокочастотная

Короткая длина волны

Низкая частота

Высокочастотная

Длинная длинная длина Коротковолновый звук: малый источник

Низкий тон

Высокий тон

Длинноволновый звук: большой источник

Коротковолновый звук: малый источник

Свет

Цвета, которые мы видим в видимом свете, соответствуют различным частоты электромагнитных волн. Радуги сортируют свет от самой низкой частоты, которую мы можем видеть (красный), до самой высокой частоты, которые мы можем видеть (синий или фиолетовый).

Свет от «теплового излучения» показывает температуру источник. Частота света говорит нам о движении электронов в источнике: чем горячее источник, тем быстрее движутся электроны, и поэтому чем выше частота излучаемого света.

Низкая частота: красный свет

Высокая частота: синий свет

Холодные звезды излучают красный свет

Более горячие звезды излучают синий свет

Гравитационные волны

Детекторы гравитационных волн, такие как LIGO и Virgo, могут записывать сигналы от слияний черных дыр. Частота гравитационно-волнового сигнала соответствует частоте орбиты черной дыры, как раз перед слияние. В свои последние моменты более крупные черные дыры вращаются на более низких частотах, и меньшие черные дыры вращаются на более высоких частотах. Из-за этого, мы можем измерить массу черных дыр по частотам их гравитационно-волновые сигналы.

Воспроизводя сигнал гравитационной волны через динамик, мы даже слышим его — так что, как и в инструментах, более высокий тон говорит нам ожидать меньший источник!

Большие черные отверстия

слияние при более низких частотах

Более длинная длина волны

Нижняя частота

Меньшие черные отверстия

слияние на более высокой частотах

Сламая длина волны

9000 2

.

0091 Есть идея?

Попробуйте!

Контактное лицо: [email protected]

Источники изображения/аудио

https://www.southamptonmusichub.org/news/2018/2/7/national-success-for-two-of-southamptons-gifted-young-musicians
https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Man_in_uniform_playing_piccolo.jpg
http://www.krugerpark.co.za/africa_lion.html
https://www.bluecross.org.uk/pet-advice/caring-your-kitten
https://www.chicagoreader.com/chicago/dcomposed-chamber-black-classical-string-quartet-family-dcompressed/Content?oid=78423193
https://www.thestrad.com/double-bassist-leon-bosch-on-avoiding-back-and-finger-injuries/1921.article
https://www.physicscentral.com/experiment/askaphysicist/physics-answer.cfm?uid=20080502092418
https://www.labroots.com/trending/space/14884/blue-supergiant-stars-twinkle
http://cse.ssl.berkeley. edu/bmendez/ay10/2000/cycle/redgiant.html
https://git.ligo.org/zoheyr-doctor/twirl
https://philharmonia.co.uk/resources/sound-samples/
https://freewavesamples.com/lion-roar

Открытие высокочастотных ретроградных волн вихря на Солнце

• Статья
• Опубликовано: 24 марта 2022 г.

• Крис С. Хэнсон ¹ ,
• Шраван Ханасоге ^1,2 и
• Катепалли Р. Шринивасан ^1,3  

Природа Астрономия том 6 , страницы 708–714 (2022)Процитировать эту статью

• 1016 доступов

• 4 Цитаты

• 633 Альтметрический

• Сведения о показателях

Предметы

• Солнечная физика
• Звезды

Abstract

Классическая гелиосейсмология, основанная на акустических волнах, успешно применялась для изображения внутреннего вращения и структуры Солнца. Однако акустические волны нечувствительны к таким параметрам, как магнитные поля, турбулентная вязкость и градиенты энтропии в зоне глубокой конвекции, которые являются важными входными данными для теорий солнечной динамики. Инерционные колебания могут заполнить этот пробел своей дополнительной чувствительностью к этим параметрам. Здесь, используя гелиосейсмический и корреляционный анализ наземных и космических наблюдений, мы обнаруживаем экваториально-антисимметричные волны вихря, распространяющиеся ретроградно с трехкратной фазовой скоростью волн Россби-Гаурвица того же волнового числа. Это соотношение высокочастотной дисперсии не может быть объяснено стандартными гидродинамическими механизмами. Мы исследуем три возможности: эти волны завихрения возбуждаются силой Кориолиса и модифицируются внутренними магнитными полями, гравитацией или сжимаемостью. Бесспорная идентификация любого из этих связанных колебаний повлияла бы на наше понимание глубокого внутреннего магнетизма, внутренних гравитационных колебаний или крупномасштабной конвекции. Однако с помощью данных наблюдений и теоретических аргументов мы исключаем эти механизмы связи. Пока еще неопределенная природа этих волн обещает новую физику и свежий взгляд на солнечную динамику.

Это предварительный просмотр содержимого подписки, доступ через ваше учреждение

Варианты доступа

Подписаться на журнал

Получить полный доступ к журналу на 1 год

118,99 €

всего 9,92 € за выпуск

Подписаться

Расчет налогов будет завершен во время оформления заказа.

Купить статью

Получите ограниченный по времени или полный доступ к статье на ReadCube.

32,00 $

Купить

Все цены указаны без учета стоимости.

Рис. 1: Спектры мощности солнечных волн завихренности HFR. Рис. 2: Широтные напряжения Рейнольдса волн Россби и HFR. Рис. 3: Изменчивость волн HFR в течение солнечного цикла.

Доступность данных

Данные, подтверждающие графики в этой статье, можно получить у соответствующего автора по обоснованному запросу. Временные ряды глобального режима GONG+ (mrvmt_l) и карты потока кольцевых диаграмм GONG++ (mrrng_l) доступны по адресу https://gong.nso.edu/. Временные ряды глобального режима HMI (hmi.v_sht_gf_72d) и карты потоков в виде кольцевых диаграмм (hmi.rdvflows_fd15) доступны по адресу http://jsoc.stanford.edu/ajax/lookdata.html. Карты потоков HMI LCT можно получить по запросу у Б. Лёптиена ([email protected]).

История изменений

• 12 апреля 2022 г.

  В первоначально опубликованной версии этой статьи метка оси X «Гармоническая степень ℓ» отсутствовала на рис. 1d–g и рис. 3a. Метка восстановлена ​​в версиях статьи в формате HTML и PDF.

Ссылки

1. Löptien, B. et al. Экваториальные волны Россби глобального масштаба как существенный компонент внутренней динамики Солнца. Нац. Астрон. 2 , 568–573 (2018).

   Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

2. Макинтош, С. В., Крамер, В. Дж., Пичардо Маркано, М. и Лимон, Р. Дж. Обнаружение волн, подобных Россби, на Солнце. Нац. Астрон. 1 , 0086 (2017).

   Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

3. Хэтэуэй, Д. Х. и Аптон, Л. А. Гидродинамические свойства гигантских клеточных потоков Солнца. Астрофиз. J. 908 , 160 (2021).

   Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

4. Gizon, L. et al. Солнечные инерционные моды: наблюдения, идентификация и диагностические перспективы. Астрон. Астрофиз. 652 , Л6 (2021).

   Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

5. «>

   Ханасоге С. и Мандал К. Обнаружение волн Россби на Солнце с использованием связи в нормальном режиме. Астрофиз. Дж. Летт. 871 , Л32 (2019).

   Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

6. Proxauf, B. et al. Изучение зависимости солнечных волн Россби от широты и глубины с использованием анализа кольцевых диаграмм. Астрон. Астрофиз. 634 , А44 (2020).

   Артикул Google ученый

7. Хэнсон, К.С., Гизон, Л. и Лян, З.-К. Солнечные волны Россби, наблюдаемые на картах потоков с кольцевой диаграммой GONG++. Астрон. Астрофиз. 635 , А109 (2020).

   Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

8. Christensen-Dalsgaard, J. Гелиосейсмология. Ред. Мод. физ. 74 , 1073–1129 (2002).

   Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

9. «>

   Гизон, Л. и Берч, А.С. Местная гелиосейсмология. Живой преподобный Сол. физ. 2 , 6 (2005).

   Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

10. Ноябрь, Л.Дж. и Саймон, Г.В. Точное измерение солнечной грануляции по собственному движению. Астрофиз. J. 333 , 427–442 (1988).

    Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

11. Проксауф, Б. Наблюдения за крупномасштабными солнечными потоками . Кандидатская диссертация, Институт исследований Солнечной системы им. Макса Планка (2020 г.).

12. Harvey, J.W. et al. Проект группы глобальной сети колебаний (GONG). Наука 272 , 1284–1286 (1996).

    Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

13. Schou, J. et al. Проектирование и наземная калибровка гелиосейсмического и магнитного формирователя изображений (HMI) в Обсерватории солнечной динамики (SDO). Сол. физ. 275 , 229–259 (2012).

    Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

14. Вудард, М. Ф. Доказательства крупномасштабной подповерхностной конвекции на Солнце. Пн. Нет. Р. Астрон. соц. 460 , 3292–3297 (2016).

    Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

15. Ханасоге С.М. Сейсмическая чувствительность связи нормального режима к напряжениям Лоренца на Солнце. Пн. Нет. Р. Астрон. соц. 470 , 2780–2790 (2017).

    Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

16. Хилл, Ф. Кольца и трубы — трехмерные спектры мощности солнечных колебаний. Астрофиз. J. 333 , 996–1013 (1988).

    Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

17. Лёптиен, Б. и др. Измерение притока солнечной активной области с локальным корреляционным отслеживанием грануляции. Астрон. Астрофиз. 606 , А28 (2017).

    Артикул Google ученый

18. Corbard, T. et al. в GONG+ 2002. Локальная и глобальная гелиосейсмология: настоящее и будущее (изд. Sawaya-Lacoste, H.) 255–258 (ESA Special Publication Vol. 517, 2003).

19. Ларсон, Т.П. и Шоу, Дж. Улучшенный гелиосейсмический анализ данных со средним значением ℓ , полученных с помощью доплеровского устройства формирования изображений Майкельсона. Сол. физ. 290 , 3221–3256 (2015).

    Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

20. Богарт, Р. С., Балднер, К., Басу, С., Хабер, Д. А. и Рабелло-Соарес, М. К. Анализ кольцевой диаграммы HMI I. Конвейер обработки. J. Phys. конф. Сер . 271 , 012008 (2011).

21. Богарт, Р. С., Балднер, К., Басу, С., Хабер, Д. А. и Рабелло-Соарес, М. К. Анализ кольцевой диаграммы HMI II. Данные продукты. J. Phys. конф. сер. 271 , 012009 (2011).

22. Вудард М. Обнаруживаемость крупномасштабных солнечных подповерхностных течений. сол. физ. 289 , 1085–1100 (2014).

    Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

23. Хиндман Б.В., Хабер Д.А. и Тоомре Дж. Подземные циркуляции в активных регионах. Астрофиз. J. 698 , 1749–1760 (2009).

    Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

24. Андерсон Э. Р., Дюваль Т. Л. мл. и Джеффрис С. М. Моделирование спектров мощности солнечных колебаний. Астрофиз. J. 364 , 699–705 (1990).

    Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

25. «>

    Тутэн, Т. и Аппуршо, Т. Оценки максимального правдоподобия: приложение к оценке точности гелиосейсмических измерений. Астрон. Астрофиз. 289 , 649–658 (1994).

    ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

26. Schou, J. et al. Гелиосейсмические исследования дифференциального вращения в солнечной оболочке с помощью исследования солнечных колебаний с использованием доплеровского имидж-сканера Майкельсона. Астрофиз. J. 505 , 390–417 (1998).

    Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

27. Кичатинов Л. Л. и Рюдигер Г. Дифференциальное вращение звезд солнечного типа: новый взгляд на загадку числа Тейлора. Астрон. Астрофиз. 299 , 446 (1995).

    ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

28. Ханасоге С., Гизон Л. и Шринивасан К. Р. Сейсмическое зондирование конвекции на Солнце. год. Преподобный Жидкостный Мех. 48 , 191–217 (2016).

    Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ MathSciNet Google ученый

29. Миш, М.С., Фезерстоун, Н.А., Ремпель, М. и Трампедах, Р. Об амплитуде конвективных скоростей в недрах Солнца. Астрофиз. J. 757 , 128 (2012).

    Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

30. Закарашвили Т.В. и др. Волны Россби в астрофизике. Космические науки. 217 , 15 (2021).

    Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

31. Закарашвили Т. В., Оливер Р., Баллестер Дж. Л. и Шергелашвили Б. М. Волны Россби в магнитогидродинамике «мелкой воды». Астрон. Астрофиз. 470 , 815–820 (2007).

    Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

32. «>

    Гачечиладзе Т. и др. Магнито-Россби-волны в солнечном тахоклине и годовые вариации солнечной активности. Астрофиз. J. 874 , 162 (2019).

    Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

33. Янаи М. и Маруяма Т. Возмущения стратосферных волн, распространяющихся над экваториальной частью Тихого океана. Дж. Метеорол. соц. Япония. II 44 , 291–294 (1966).

    Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

34. Мацуно Т. Квазигеострофические движения в экваториальной области. Дж. Метеорол. соц. Япония. II 44 , 25–43 (1966).

    Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

35. Кристенсен-Далсгаард, Дж., Монтейро, М.Дж.П.Ф.Г., Ремпель, М. и Томпсон, М.Дж. Более реалистичное представление выброса в основании солнечной конвективной оболочки с точки зрения гелиосейсмологии. Пн. Нет. Р. Астрон. соц. 414 , 1158–1174 (2011).

    Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

36. Гилман, П. А. и Глатцмайер, Г. А. Сжимаемая конвекция во вращающейся сферической оболочке. I — неупругие уравнения. II—Линейная неупругая модель. III—Аналитическая модель волн сжимаемой завихренности. Астрофиз. Дж. Доп. 45 , 335–388 (1981).

    Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ MathSciNet Google ученый

37. Буссе, Ф. Х. Конвективные течения в быстро вращающихся сферах и их динамо-действие. Физ. Жидкости 14 , 1301–1314 (2002).

    Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ MathSciNet Google ученый

38. Челтон Д. Б. и Шлакс М. Г. Глобальные наблюдения океанических волн Россби. Наука 272 , 234–238 (1996).

    Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

39. «>

    Челтон Д. Б., Шлакс М. Г. и Самельсон Р. М. Глобальные наблюдения за нелинейными мезомасштабными водоворотами. Прог. океаногр. 91 , 167–216 (2011).

    Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

40. Hanasoge, S. Процесс измерения и инверсии с использованием гелиосейсмической связи в нормальном режиме. Астрофиз. J. 861 , 46 (2018).

    Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

41. Басу, С., Антиа, Х.М. и Трипати, С.К. Анализ кольцевых диаграмм приповерхностных течений на Солнце. Астрофиз. J. 512 , 458–470 (1999).

    Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

42. Лёптиен, Б., Берч, А.С., Дюваль, Т.Л., Гизон, Л. и Шоу, Дж. Уменьшающееся Солнце: систематическая ошибка в отслеживании локальной корреляции солнечной грануляции. Астрон. Астрофиз. 590 , А130 (2016).

    Артикул ОБЪЯВЛЕНИЯ Google ученый

43. Лян, З.-К., Гизон, Л., Берч, А.С. и Дюваль, Т.Л. Гелиосейсмология время-расстояние солнечных волн Россби. Астрон. Астрофиз. 626 , А3 (2019).

    Артикул Google ученый

Скачать ссылки

Благодарности

Мы благодарим P. Cally, T.L. Duvall Jr, L. Gizon, Z.-C. Лян, Д. Маусуми, Б. Проксауф, К. С. Смит и Т. Закарашвили за содержательные обсуждения. Это исследование проводилось на ресурсах High Performance Computing в Нью-Йоркском университете Абу-Даби и в компьютерном центре TIFR. В работе используются данные Интегрированной синоптической программы Национальной солнечной обсерватории, которая управляется Ассоциацией университетов для исследований в области астрономии, в соответствии с соглашением о сотрудничестве с Национальным научным фондом и при дополнительной финансовой поддержке со стороны Национального управления океанических и атмосферных исследований, Национального Управление по аэронавтике и исследованию космического пространства и ВВС США. Сеть инструментов GONG размещена в солнечной обсерватории Big Bear, высотной обсерватории, солнечной обсерватории Лермонт, солнечной обсерватории Удайпур, Канарском институте астрофизики и межамериканской обсерватории Серро-Тололо. Данные HMI предоставлены NASA/SDO и научной группой HMI. Карты HMI LCT предоставлены Б. Лёптиеном. Центр космических наук Нью-Йоркского университета в Абу-Даби финансируется за счет гранта института NYUAD G1502. С.Х. признает финансирование Департамента атомной энергии Индии. К.Р.С. и С.Х. признаем поддержку Управления спонсируемых исследований (OSR) Университета науки и технологий имени короля Абдуллы (KAUST) в рамках награды OSR-CRG2020-4342. При подготовке наборов данных использовался Центр данных Центра космических наук (NYUAD).

Информация об авторе

Авторы и организации

1. Центр космических исследований, Нью-Йоркский университет, Абу-Даби, Объединенные Арабские Эмираты

   Крис С. Хэнсон, Шраван Ханасоге и Катепалли Р. Шринивасан

   6

   7 Отделение Астрона

   6

   7 Астрофизика, Институт фундаментальных исследований Тата, Мумбаи, Индия

   Шраван Ханасоге

2. Нью-Йоркский университет, Нью-Йорк, штат Нью-Йорк, США

   Катепалли Р. Шринивасан

Авторы

1. Chris S. Hanson

   Просмотр публикаций автора

   Вы также можете искать этого автора в PubMed Google Scholar

2. Shravan Hanasoge

   Просмотр публикаций автора

   Вы также можете искать этого автора в PubMed Google Scholar

3. Katepalli R. Sreenivasan

   Просмотр публикаций автора

   Вы также можете искать этого автора в PubMed Google Академия

Взносы

C.S.H. и С.Х. спроектировал и провел исследование. C.S.H. выполнен анализ по кольцевой диаграмме и данным LCT. С.Х. выполнили анализ связи мод и численные исследования.