我們的太陽(yáng)可能沒(méi)有我們想象的那么大

太陽(yáng)系中心的恒星——太陽(yáng)——可能比科學(xué)家想象的要小得多。

一個(gè)由兩名天文學(xué)家組成的團(tuán)隊(duì)現(xiàn)在已經(jīng)發(fā)現(xiàn)證據(jù)表明，我們太陽(yáng)的半徑比以前的分析所顯示的要薄百分之幾。

這聽(tīng)起來(lái)可能不多，但它可能會(huì)對(duì)科學(xué)家如何理解發(fā)光的光球產(chǎn)生相當(dāng)大的影響，這種光球使我們的星球充滿生命。

目前正在進(jìn)行的新結(jié)果同行審查，是基于太陽(yáng)內(nèi)部熱等離子體中產(chǎn)生并捕獲的聲波，稱(chēng)為“壓力”或p模式。就像肚子咕嚕咕嚕一樣，這些共鳴的聲音可以壓力變化的提示在太陽(yáng)腸道內(nèi)進(jìn)行。

根據(jù)東京大學(xué)的天體物理學(xué)家Masao Takata和劍橋大學(xué)的Douglas Gough的說(shuō)法，與其他振蕩聲波相比，p模式振蕩可以“動(dòng)態(tài)地更穩(wěn)健”地觀察太陽(yáng)內(nèi)部。

要理解這意味著什么，最容易把太陽(yáng)想象成一個(gè)敲響的鐘聲，盡管不是曾經(jīng)敲響過(guò)的鐘聲——斯坦福大學(xué)的科學(xué)家描述就像不斷被“許多細(xì)小的沙?！睔蛞粯?。

所有地震般的騷動(dòng)生產(chǎn)數(shù)以百萬(wàn)計(jì)的振蕩聲波或“模式”，科學(xué)家可以遠(yuǎn)程測(cè)量。

除了p波的推拉力外，還有在引力作用下上下擺動(dòng)的漣漪，稱(chēng)為g模式，當(dāng)它們出現(xiàn)在靠近恒星表面時(shí)，稱(chēng)為f模式。

隨著恒星變得越來(lái)越密集，可能會(huì)出現(xiàn)其他模式，可以用來(lái)描述物體的特征。

F模式對(duì)于研究太陽(yáng)內(nèi)部的旋轉(zhuǎn)熱等離子體特別有用，而p模式對(duì)于收集太陽(yáng)的“球諧波”最有用。

這是因?yàn)?p 模式是通過(guò)壓力波動(dòng)產(chǎn)生在太陽(yáng)的內(nèi)部。當(dāng)這些波向外移動(dòng)時(shí)，它們撞擊太陽(yáng)表面（其光球?qū)樱┎⒃俅蜗騼?nèi)反射，在穿過(guò)湍流等離子體時(shí)彎曲，從太陽(yáng)表面的另一部分彈開(kāi)。

結(jié)合大量這些模式可以構(gòu)建太陽(yáng)結(jié)構(gòu)和行為的圖景。

但是選擇哪個(gè)呢？

太陽(yáng)地震半徑的傳統(tǒng)參考模型基于f模式，因?yàn)檫@些模式是首先測(cè)量的。

但一些天文學(xué)家認(rèn)為，f模式并不完全可靠，因?yàn)樗鼈儾粫?huì)延伸到太陽(yáng)光球的邊緣。相反，它們似乎“消失”了高田和高夫所說(shuō)的“幻影表面”。

P模態(tài)，根據(jù)過(guò)去的一些研究，因?yàn)樗鼈儾惶菀资艿教?yáng)對(duì)流區(qū)上邊界層的磁場(chǎng)和湍流的影響。

當(dāng)太陽(yáng)的半徑基于地震測(cè)量（而不是可見(jiàn)光或熱計(jì)算）時(shí)，高田和高夫認(rèn)為p模式是要走的路。

他們僅使用p模式頻率的計(jì)算表明，太陽(yáng)光球半徑比標(biāo)準(zhǔn)太陽(yáng)模型小非常非常小。

天體物理學(xué)家艾米莉·布倫斯登（Emily Brunsden）不要管這個(gè)錯(cuò)誤有多小告訴亞歷克斯·威爾金斯新科學(xué)家改變更傳統(tǒng)的模型以適應(yīng)這些發(fā)現(xiàn)將不是一件小事。

“要理解他們差異的原因很棘手，”布倫斯登說(shuō)，“因?yàn)橛泻芏嗍虑檎诎l(fā)生。

預(yù)印本論文發(fā)表于arXiv的.

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