Helyosismoloji

Douglas Gough tarafından türetilen bir terim olan **Helyosismoloji**, Güneş'in yapısını ve dinamiklerini salınımları yoluyla inceleyen bilimdir. Bunlar esas olarak Güneş yüzeyine yakın konveksiyonla sürekli olarak yönlendirilen ve sönümlenen ses dalgalarından kaynaklanır. Sırasıyla Dünya'nın veya yıldızların salınımları yoluyla incelenmesi olan jeosismoloji veya asterosismolojiye (Gough tarafından da türetilmiştir) benzer. Güneş'in salınımları ilk kez 1960'ların başında tespit edilmiş olsa da, salınımların Güneş boyunca yayıldığı ve bilim adamlarının Güneş'in derin iç kısımlarını incelemesine olanak sağlayabileceği ancak 1970'lerin ortalarında fark edildi. Modern alan, Güneş'in rezonans modlarını doğrudan inceleyen **küresel helyosismoloji** ve bileşen dalgalarının Güneş'in yüzeyine yakın yayılmasını inceleyen **yerel helyosismoloji** olarak ikiye ayrılmıştır.

Helyosismoloji bir dizi bilimsel buluşa katkıda bulunmuştur. Bunlardan en dikkate değer olanı, Güneş'ten geleceği tahmin edilen nötrino akışının yıldız modellerindeki kusurlardan kaynaklanamayacağını ve bunun yerine parçacık fiziğiyle ilgili bir sorun olması gerektiğini göstermekti. Güneş nötrino sorunu olarak adlandırılan sorun, sonuçta nötrino salınımları ile çözüldü. Nötrino salınımlarının deneysel keşfi, 2015 Nobel Fizik Ödülü'ne layık görüldü. Helyosismoloji aynı zamanda Güneş'in çekim potansiyelinin dört kutuplu (ve daha yüksek dereceli) momentlerinin doğru ölçümlerine de olanak tanıdı; ki, bunlar Genel Görelilik ile tutarlıdır. Güneş'in iç dönüş profiline ilişkin ilk helyosismik hesaplamalar, katı bir şekilde dönen çekirdek ve diferansiyel olarak dönen bir zarf şeklinde kaba bir ayrım göstermiştir. Sınır tabakası artık takoklin olarak bilinmektedir ve güneş dinamosu için önemli bir bileşen olduğu düşünülmektedir. Her ne kadar kabaca güneş konveksiyon bölgesinin tabanıyla örtüşse de (aynı zamanda helyosismoloji yoluyla da çıkarım yapılıyor), konveksiyon bölgesiyle bağlantılı ve baroklinisite ile Maxwell stresleri arasındaki etkileşim tarafından yönlendirilen meridyensel bir akışın bulunduğu bir sınır katmanı olması nedeniyle kavramsal olarak farklıdır.

Helyosismoloji en çok, ilk olarak Avustralya yazında Güney Kutbu yakınlarından kesintisiz gözlemlerle başlayan, Güneş'in sürekli izlenmesinden yararlanır. Buna ek olarak, çoklu güneş döngüleri üzerinde yapılan gözlemler, helyosismologların Güneş'in yapısındaki onlarca yıl boyunca meydana gelen değişiklikleri incelemesine de olanak tanımıştır. Bu çalışmalar, onlarca yıldır faaliyet gösteren Küresel Salınımlar Ağı Grubu (GONG) ve Birmingham Güneş Salınımları Ağı (BiSON) gibi küresel teleskop ağları tarafından mümkün kılınmaktadır.

## Güneş salınımı türleri

Güneş salınımı modları, hidrostatik dengede kabaca küresel simetrik, kendi kendine yerçekimine sahip bir sıvının rezonans titreşimleri olarak yorumlanır. Daha sonra her mod yaklaşık olarak yarıçap r fonksiyonunun çarpımı ve küresel bir harmonik Y^m_l(\theta,\phi) olarak temsil edilebilir ve sonuç olarak aşağıdakileri etiketleyen üç kuantum sayısıyla karakterize edilebilir:

* *Radyal düzen* olarak bilinen, yarıçaptaki düğüm kabuklarının sayısı n ;
* *açısal derece* olarak bilinen, her küresel kabuktaki düğüm dairelerinin toplam sayısı \ell ; ve
* *Azimut sırası* olarak bilinen, boyuna olan düğüm dairelerinin sayısı m.

Salınımların iki kategoriye ayrıldığı gösterilebilir: iç salınımlar ve özel bir yüzey salınımları kategorisi. Daha spesifik olarak şunlar vardır:

### Basınç modları (p modları)
Basınç modları özünde sabit ses dalgalarıdır. Baskın geri çağırıcı kuvvet (yüzdürme kuvveti yerine) basınçtır, dolayısıyla adı da buradan gelir. İç kısımla ilgili çıkarımlar için kullanılan tüm güneş salınımları p modlarıdır; frekansları yaklaşık 1 ila 5 milihertz arasındadır ve açısal dereceleri sıfırdan (tamamen radyal hareket) ila 10^3 mertebesine kadar değişir. Genel olarak konuşursak, enerji yoğunlukları yarıçapla ses hızıyla ters orantılı olarak değişir, dolayısıyla rezonans frekansları ağırlıklı olarak Güneş'in dış bölgeleri tarafından belirlenir. Sonuç olarak bunlardan güneş çekirdeğinin yapısını çıkarmak zordur.

### Yerçekimi modları (g modları)
Yerçekimi modları, ışınımsal iç kısım veya atmosfer gibi konvektif olarak kararlı bölgelerle sınırlıdır. Geri çağırıcı kuvvet ağırlıklı olarak kaldırma kuvvetidir ve dolayısıyla dolaylı olarak yer çekimidir ki isimleri de buradan gelir. Konveksiyon bölgesinde hızla kaybolurlar ve bu nedenle iç modların yüzeyde küçük genlikleri vardır ve tespit edilmesi ve tanımlanması son derece zordur. Sadece birkaç g modunun ölçümünün bile Güneş'in derin iç kısmına ilişkin bilgimizi önemli ölçüde artırabileceği uzun zamandır bilinmektedir. Bununla birlikte, dolaylı tespitler hem iddia edilmiş  hem de bunlara karşı çıkılmış olmasına rağmen, hiçbir bireysel g modu henüz kesin olarak ölçülmemiştir. Ayrıca, konvektif olarak kararlı atmosferle sınırlı benzer yerçekimi modları da olabilir.

### Yüzey yerçekimi modları (f modları)
Yüzey yerçekimi dalgaları derin sudaki dalgalara benzer ve Lagrangian basınç pertürbasyonunun esasen sıfır olması özelliğine sahiptir.Yüksek derecedeki \ell karakteristik bir mesafeye nüfuz ederek R/\ell olur ki burada R güneş yarıçapıdır. İyi bir yaklaşımla, derin su dalgası dağılım yasası olarak adlandırılan yasaya uyarlar: \omega^2=gk_{\rm h} Güneş'in katmanlaşmasına bakılmaksızın, \omega açısal frekanstır, g yüzey yerçekimi ve k_{\rm h} = \ell/R yatay dalga sayısıdır, ve bu ilişkiye asimptotik k_{\rm h} \rightarrow \infty olarak eğilimlidir.

## Sismoloji neyi ortaya çıkarabilir?
Sismolojide başarıyla kullanılan salınımlar esasen adyabatiktir. Bu nedenle dinamikleri, basınç kuvvetlerinin p (artı varsayılan Maxwell gerilmeleri) eylemsizlik yoğunluğuna \rho sahip maddeye karşı etkisidir; bu da adyabatik değişim altında aralarındaki ilişkiye bağlıdır ve genellikle (birinci) adyabatik üs \gamma_1 aracılığıyla ölçülür. p ve \rho değişkenlerinin denge değerleri (dinamik olarak küçük açısal hız \Omega ve manyetik alanla \rm B birlikte), Güneş'in toplam kütlesine M ve yarıçapına R bağlı olan hidrostatik destek kısıtlamasıyla ilişkilidir. Açıkçası, salınım frekansları \omega yalnızca sismik değişkenlere \rho(p,\Omega,\rm B), \gamma_1, \Omega ve \rm B veya bunların herhangi bir bağımsız fonksiyonuna bağlıdır. Sonuç olarak bilginin doğrudan elde edilebilmesi yalnızca bu değişkenler ile ilgilidir. Adyabatik ses hızının karesi c^2 = \gamma_1 p/\rho yaygın olarak benimsenen bir fonksiyondur çünkü akustik yayılımın esas olarak bağlı olduğu miktar budur. Helyum bolluğu gibi sismik olmayan diğer miktarların özellikleri Y veya ana dizi yaşı t_\odot, yalnızca ek varsayımlarla desteklenerek çıkarım yapılabilir, bu da sonucu daha belirsiz hale getirir.

## Veri analizi

### Küresel helyosismoloji

Ham sismik verileri analiz etmenin başlıca aracı Fourier dönüşümüdür. İyi bir yaklaşımla, her mod, frekansın bir fonksiyonu olarak gücün bir Lorentz fonksiyonu olduğu sönümlü bir harmonik osilatördür. Uzaysal olarak çözülmüş veriler genellikle daha sonra Fourier dönüşümüne tabi tutulan zaman serilerini elde etmek için istenen küresel harmoniklere yansıtılır. Helyosismologlar tipik olarak ortaya çıkan tek boyutlu güç spektrumlarını iki boyutlu bir spektrumda birleştirirler.

Salınımların düşük frekans aralığı, granülasyonun neden olduğu varyasyonların hakimiyetindedir. Modların analiz edilmesinden önce (veya aynı zamanda) bunun filtrelenmesi gerekir. Güneş yüzeyindeki granüler akışlar, yükselen granüllerin merkezlerinden aralarındaki dar aşağı yönlü akımlara kadar çoğunlukla yataydır. Salınımlara bağlı olarak granülasyon, yoğunluk açısından görüş hattı hızından daha güçlü bir sinyal üretir, bu nedenle ikincisi, helyosismik gözlemevleri için tercih edilir.

### Yerel helyosismoloji
Charles Lindsey, Doug Braun ve Stuart Jefferies tarafından 1993'te türetilen bir terim olan yerel helyosismoloji, gözlemsel verilerden çıkarımlar yapmak için birkaç farklı analiz yöntemini kullanır.

* **Fourier-Hankel spektral yöntemi** ilk olarak güneş lekelerinin dalga emilimini araştırmak için kullanılmıştır.
* İlk olarak Frank Hill tarafından tanıtılan **halka diyagramı analizi,** güneş ışınlarının yamaları üzerinde hesaplanan güneş salınımlarının güç spektrumlarından ortamdaki akustik dalgaların Doppler kaymalarını gözlemleyerek güneş yüzeyinin altındaki yatay akışların hızını ve yönünü (tipik olarak 15° × 15°) çıkarmak için kullanılır. Bu nedenle, halka diyagramı analizi, Güneş üzerindeki yerel alanlara (Güneş'in yarısının aksine) uygulanan küresel helyosismolojinin bir genellemesidir. Örneğin ses hızı ve adyabatik indeks, manyetik olarak aktif ve aktif olmayan (sessiz Güneş) bölgelerde karşılaştırılabilir.
* **Zaman-mesafe heliosismolojisi** güneş dalgalarının güneş yüzeyindeki herhangi iki konum arasındaki seyahat sürelerini ölçmeyi ve yorumlamayı amaçlamaktadır. İki konumu birbirine bağlayan ışın yolunun yakınındaki homojensizlikler, bu iki nokta arasındaki seyahat süresini bozar. Güneş iç kısmının yerel yapısını ve dinamiklerini anlamak için ters bir problemin çözülmesi gerekir.
* Uzak taraf (manyetik) görüntüleme amacıyla Charles Lindsey ve Doug Braun tarafından ayrıntılı olarak tanıtılan **helyosismik holografi,** faza duyarlı holografinin özel bir durumudur. Buradaki fikir, Güneş'in uzak tarafındaki aktif bölgeler hakkında bilgi edinmek için görünür diskteki dalga alanını kullanmaktır. Helyosismik holografideki temel fikir, dalga alanının, örneğin güneş yüzeyinde gözlemlenen görüş hattı Doppler hızının, herhangi bir zamanda güneşin iç kısmındaki herhangi bir konumdaki dalga alanının tahminini yapmak için kullanılabilmesidir. Bu anlamda holografi, jeofizikte 1940'lardan bu yana kullanılan bir teknik olan sismik göçe çok benzer. Başka bir örnek olarak bu teknik, bir güneş patlamasının sismik görüntüsünü vermek için kullanılmıştır.
* **Doğrudan modellemede** amaç, Fourier alanındaki dalga alanında görülen frekans-dalga sayısı korelasyonlarının doğrudan ters çevrilmesinden yeraltı akışlarını tahmin etmektir. Woodard tekniğin yüzeye yakın akışları f modlarında geri kazanma yeteneğini göstermiştir.

## İnversiyon

### Giriş
Güneş'in salınım modları, onun sürekli yapısına duyarlı ayrık bir dizi gözlemi temsil eder. Bu, bilim adamlarının Güneş'in iç yapısı ve dinamiği için ters problemleri formüle etmelerine olanak tanır. Güneş'in bir referans modeli göz önüne alındığında, mod frekansları ile Güneş'in mod frekansları arasındaki farklar, eğer küçükse, Güneş'in yapısı ile referans modelin yapısı arasındaki farkların ağırlıklı ortalamalarıdır. Frekans farklılıkları daha sonra bu yapısal farklılıkları anlamak için kullanılabilir. Bu ortalamaların ağırlıklandırma fonksiyonları *çekirdekler* olarak bilinir.

### Yapı
Güneş'in yapısının ilk ters çevrilmeleri Duvall yasası kullanılarak yapılmıştı ve daha sonra bir referans güneş modeli etrafında doğrusallaştırılan Duvall yasası kullanılarak yapıldı. Bu sonuçlar daha sonra teorik bir referans modeli hakkındaki yıldız salınımlarını tanımlayan denklemlerin tam setini doğrusallaştıran analizlerle desteklenmiştir ve artık frekans verilerini tersine çevirmenin standart bir yolu haline gelmiştir. Ters çevirmeler, güneş modellerindeki farklılıkları gösterir; bunlar, *yerçekimsel çökelmenin* uygulanmasıyla büyük ölçüde azaltılmıştır: daha ağır elementlerin güneş merkezine doğru kademeli olarak ayrılması (ve bunların yerini almak üzere daha hafif elementlerin yüzeye çıkması).

### Döndürme

Eğer Güneş tamamen küresel olsaydı, farklı azimut dereceleri *m* olan modlar aynı frekanslara sahip olurdu. Ancak dönüş, bu bozulmayı kırar ve modların frekansları, Güneş'teki açısal hızın ağırlıklı ortalamaları olan *dönüşsel bölünmelerle* farklılık gösterir. Farklı modlar Güneş'in farklı bölgelerine duyarlıdır ve yeterli veri verildiğinde, bu farklar Güneş boyunca dönüş hızını anlamak için kullanılabilir. Örneğin, Güneş her yerinde düzgün bir şekilde dönüyor olsaydı, tüm p modları yaklaşık olarak aynı miktarda bölünürdü. Aslında ekvatorun kutuplardan daha hızlı döndüğü yüzeyde görüldüğü gibi açısal hız düzgün değildir. Güneş, küresel, dönmeyen bir modelin, dönen çekirdeklerin türetilmesi için gerçeğe yeterince yakın olmasını sağlayacak kadar yavaş döner.

Helyoseismoloji, Güneş'in çeşitli özelliklere sahip bir dönme profiline sahip olduğunu göstermiştir:

* iç çekirdeğin dönüş hızı iyi bilinmemekle birlikte, katı şekilde dönen ışınımlı (yani konvektif olmayan) bir bölge;
* rijit bir şekilde dönen iç kısım ile diferansiyel olarak dönen konvektif kabuğu ayıran, *takoklin* olarak bilinen ince bir kesme katmanı;
* dönüş hızının hem derinliğe hem de enleme göre değiştiği konvektif bir zarf; ve
* Yüzeyin hemen altında, dönme hızının yüzeye doğru yavaşladığı son kayma tabakası.

## Diğer alanlarla ilişki

### Jeosismoloji

Helyosismoloji, jeosismoloji ile benzerlikten doğmuştur ancak bazı önemli farklılıklar devam etmektedir. Birincisi, Güneş'in katı bir yüzeyi yoktur ve bu nedenle kayma dalgalarını destekleyemez. Veri analizi perspektifinden bakıldığında küresel helyosismoloji, yalnızca normal modları incelemesi nedeniyle jeosismolojiden farklılık gösterir. Dolayısıyla yerel helyosismoloji, dalga alanının tamamını incelemesi anlamında jeosismolojiye ruhen biraz daha yakındır.

### Asterosismoloji

Güneş bir yıldız olduğu için helyosismoloji, asterosismoloji olarak bilinen diğer yıldızlardaki salınımların incelenmesiyle yakından ilgilidir. Helyoseismoloji, salınımları aynı zamanda güneş benzeri osilatörler olarak bilinen dış konveksiyon bölgeleri tarafından yönlendirilen ve sönümlenen yıldızların incelenmesiyle en yakından ilişkilidir, ancak temeldeki teori diğer değişken yıldız sınıfları için genel olarak aynıdır.

Temel fark uzak yıldızlardaki salınımların çözülememesidir. Küresel harmoniğin daha parlak ve daha karanlık sektörleri iptal edildiğinden, bu durum asterosismolojiyi neredeyse tamamen düşük dereceli modların (açısal derece \ell\leq3) incelenmesiyle sınırlandırır. Bu, ters çevirmeyi çok daha zorlaştırır ancak daha kısıtlayıcı varsayımlar yapılarak üst sınırlara yine de ulaşılabilir.

## Tarih
Güneş salınımları ilk olarak 1960'ların başında yaklaşık 5 dakikalık bir periyotla yarı periyodik yoğunluk ve görüş hattı hız değişimi olarak gözlemlenmiştir. Bilim adamları yavaş yavaş salınımların Güneş'in küresel modları olabileceğini fark ettikten sonra, modların iki boyutlu güç spektrumunda net sırtlar oluşturacağı öngörüldü. Sırtların oluştuğu daha sonra 1970'lerin ortalarında yüksek dereceli modların gözlemleri sırasında doğrulandı ve farklı radyal düzenlerin mod çokluları tam disk gözlemlerinde ayırt edilebildi. Hemen hemen aynı tarihlerde, Jørgen Christensen-Dalsgaard ve Douglas Gough, Güneş'in iç yapısını anlamak için bireysel mod frekanslarını kullanma potansiyelini öne sürdüler. Güneş modellerini düşük dereceli verilere göre kalibre ederek, biri düşük Y ve buna karşılık gelen düşük nötrino üretim hızına sahip L_\nu, diğeri daha yüksek Y ve L_\nu'ye sahip iki benzer iyi uyum bularak kalibre ettiler; yüksek dereceli frekanslara karşı daha önceki zarf kalibrasyonları ikincisini tercih ediyordu, ancak sonuçlar tamamen ikna edici değildi. Ta ki, Tom Duvall ve Jack Harvey daha önceki gözlemlerle ilişkili kuantum sayılarını oluşturmak için orta dereceden modları ölçerek iki ekstrem veri setini birbirine bağlayana kadar, daha yüksek- Y model oluşturuldu ve böylece bu erken aşamada nötrino probleminin çözümünün nükleer veya parçacık fiziğinde olması gerektiği öne sürüldü.

1980'lerde geliştirilen yeni ters çevirme yöntemleri, araştırmacıların Güneş'in büyük bölümünde ses hızı ve daha az doğru bir şekilde yoğunluk profilleri hakkında çıkarım yapmasına olanak tanıyarak, nötrino sorununun nedeninin güneş yapısı çıkarımındaki kalıcı hataların olmadığı sonucunu doğruluyor. On yılın sonuna doğru gözlemler, salınım modu frekanslarının Güneş'in manyetik aktivite döngüsüne göre değiştiğini de göstermeye başlamıştır.

Geceleri Güneş'i gözlemleyememe sorununun üstesinden gelmek için, birkaç grup (örneğin, Birmingham Güneş Salınımları Ağı kısaca BiSON, ve Küresel Salınım Ağı Grubu) Güneş'in her zaman en az bir düğüm tarafından görülebileceği teleskop ağları kurmaya başlamıştı. Uzun, kesintisiz gözlemler alanı olgunluğa eriştirdi ve alanın durumu *[[Science|Science dergisinin]]* 1996 yılındaki özel sayısında özetlendi. Bu, helyosismoloji için yüksek kaliteli veriler üretmeye başlayan Güneş ve Heliosferik Gözlemevi'nin (SoHO) normal operasyonlarının başlamasıyla aynı zamana denk gelmişti.

Sonraki yıllarda güneş nötrinosu sorununun çözüldüğü görüldü ve uzun sismik gözlemler, birden fazla güneş aktivite döngüsünün analizine izin vermeye başladı. Standart güneş modelleri ile helyosismik inversiyonlar arasındaki uyum, ayrıntılı üç boyutlu modellere dayalı olarak güneş fotosferindeki ağır element içeriğinin yeni ölçümleriyle bozuldu. Her ne kadar sonuçlar daha sonra 1990'larda kullanılan geleneksel değerlere doğru kaymış olsa da, yeni bolluklar, modeller ile helyosismik inversiyonlar arasındaki uyumu önemli ölçüde kötüleştirdi. Tutarsızlığın nedeni çözülememişti ve *güneş bolluğu problemi* olarak bilinmektedir.

SoHO'nun uzay tabanlı gözlemleri devam etti ve 2010 yılında SoHO'ya, faaliyetlerine başladığı günden bu yana Güneş'i sürekli olarak izleyen Güneş Dinamikleri Gözlemevi (SDO) de katıldı. Ek olarak, yer tabanlı ağlar (özellikle BiSON ve GONG) çalışmaya devam ederek yerden de neredeyse sürekli veri sağlamaktadır.

## Ayrıca bakınız
*Yığılma diski
*Solar nötrino problemi

## Kaynakça

## Dış bağlantılar

* Helio ve asterosismolojinin teknik olmayan açıklaması Kasım 2009'da alındı
* 
* 
* Bilim Adamları Bir Sonraki Güneş Lekesi Döngüsüyle İlgili Benzeri Görülmemiş Tahminler Yayınladı Ulusal Bilim Vakfı basın açıklaması, 6 Mart 2006
* 
* Avrupa Helio ve Asterosismoloji Ağı (HELAS)
* Güneş'in Uzak Taraf ve Dünya Tarafı görüntüleri
* Güneş Fiziğinde Yaşayan İncelemeler
* MPS'de Helyosismoloji ve Asterosismoloji

### Uydu araçları

* VIRGO
* SOI/MDI
* SDO/HMI
* TRACE

### Yer bazlı aletler

* BISON
* Mark-1
* GONG
* HiDHN

## Konuyla ilgili yayınlar

* 
*