Helioseismologie

Helioseismologie je obor astronomie, který studuje vnitřní strukturu a kinematiku Slunce šířením seismických vln, zejména akustických ( p-vlny ) a povrchových gravitačních vln (f-vlny). [1] [2] Tato sekce byla vyvinuta po vzoru geoseismologie (původně nazývané seismologie ) a objevila se také astroseismologie , [3] ve které byly studovány seismické vlny za účelem získání informací o vnitřní struktuře jiných hvězd. Protože Slunce vykazuje vlastnosti kapalného tělesa, pak v první aproximaci vznikají smykové vlny ( s-vlny), podobně jako seismické vlny na Zemi. Výjimkou jsou magnetoakustické vlny, které se zřejmě projevují především v atmosféře. [4] Helioseismické vlny jsou generovány turbulencí v konvektivní zóně těsně pod povrchem Slunce. [5] Některé frekvence jsou zesíleny interferencí, což má za následek rezonance. Rezonanční vlny se odrážejí v blízkosti fotosféry (viditelný povrch Slunce), kde je lze pozorovat. Fluktuace jsou patrné téměř na všech sériích snímků Slunce, nejlépe se však projevují jako Dopplerův posun absorpčních čar v atmosféře. Podrobnosti o šíření seismických vln ve Slunci, získané z rezonančních frekvencí, pomáhají odhalit vnitřní strukturu Slunce, což umožňuje astrofyzikům vyvinout velmi podrobné modely hydrostatické stratifikace [6] a vnitřní úhlové rychlosti. [7] [8] To umožnilo odhadnout kvadrupólový moment, [7] , a momenty vyšších řádů [9] vnějšího gravitačního potenciálu Slunce. Takový odhad je přesnější a spolehlivější než pokus získat tyto parametry ze zploštělosti viditelného disku. [10] [11] Společně s měřením oběžné dráhy Merkuru a kosmické lodi jsou výše uvedené výsledky v souladu se závěry obecné teorie relativity . [12] ${\displaystyle J_{2}=1,8\krát 10^{-7))$

Helioseismologie pomohla vyloučit možnost, že problém slunečních neutrin byl výsledkem nesprávného statického modelu vnitřku Slunce. [13] [14] [15] Mezi vlastnosti identifikované helioseismologií patří rozdíl v rotaci vnější konvektivní zóny a vnitřní radiační transportní zóny, o které se někteří vědci domnívají, že vytváří magnetické pole alespoň ve vnějších vrstvách Slunce pomocí mechanismu dynama . [16] [17] Úhlová rychlost v konvektivní zóně klesá od rovníku k pólům, s hloubkou se mírně mění. Zóna přenosu záření se otáčí téměř rovnoměrně. Tyto dvě oblasti jsou odděleny vrstvou ( tachocline ) [18] [19] , která je příliš tenká na to, aby se dala vyřešit samotnou seismologickou analýzou. V konvektivní zóně jsou tryskové proudy plazmatu tisíce kilometrů pod povrchem. [20] Tryskové proudy tvoří širokou frontu na rovníku, která se ve vysokých zeměpisných šířkách rozpadá na menší cyklóny. Oscilace jsou změny v diferenciální rotaci v čase. Jsou to střídající se pásy rychlé a pomalé rotace. Protože pro tento jev neexistuje žádné obecně přijímané teoretické odůvodnění, úzce souvisí s cyklem sluneční aktivity , protože má období 11 let; poprvé byl tento jev pozorován v roce 1980. [21]

Helioseismologii lze využít k získání informací o odvrácené straně Slunce od Země, [22] včetně slunečních skvrn . Jednoduše řečeno, sluneční skvrny pohlcují a odklánějí helioseismické vlny, což ovlivňuje okamžik, kdy vstoupí do fotosféry. [23] Pro předpovědi kosmického počasí byly od roku 2000 při analýze dat z observatoře SOHO téměř nepřetržitě získávány seismické snímky centrální části odvrácené strany Slunce a od roku 2001 kompletní obraz odvrácené strany Slunce. Slunce bylo získáno ze stejných dat.

Typy oscilací na Slunci

Samostatné výkyvy na Slunci slábnou; při absenci stálého podpůrného účinku zmizí za několik dní. Rezonanční interference mezi šířícími se vlnami vytváří globální stojaté vlny známé jako normální módy . Analýza těchto módů je předmětem globální helioseismologie.

Režimy sluneční oscilace jsou rozděleny do tří hlavních kategorií podle jejich hlavní vratné síly: tlak převládá v p-módech, vztlak dominuje v gravitačních oscilacích, a to jak vnitřních (g-módy), tak povrchových (f-módy):

dynamika p-módů je určena změnou rychlosti zvuku uvnitř Slunce. Oscilace s amplitudami dostatečně velkými na to, aby byly detekovány, mají frekvence od 1 do 5 mHz, se zvláště silnými oscilacemi ve frekvenčním rozsahu od 2 do 4 mHz, nazývané „5minutové oscilace“ (cyklus 5 minut odpovídá 1/300 cyklu na minuta, tj. 3,33 MHz). Na povrchu Slunce mají jednotlivé p-vlny amplitudy rychlosti asi 10 cm/s, což naznačuje amplitudu posunu několik metrů a kolísání intenzity několik milióntin; takové vlny lze detekovat analýzou Dopplerova posunu nebo studiem intenzity spektrálních čar. Pomocí přístrojů GONG a MDI ( Michelson Doppler Imager ) byly na palubě kosmické lodi SOHO detekovány tisíce p-vln s vysokými a středními hodnotami l (viz níže ) a vlny s hodnotami l menšími než 200 jsou jasně odděleny. . [24] Módy s velmi malými výkony jsou úspěšněji pozorovány při sčítání záření přes celý obraz Slunce, a to jak pomocí pozemních observatoří, jako je BiSON [25] rozmístěných po zemském povrchu pro kontinuální zobrazování, tak pomocí vesmírných observatoří. (přístroj GOLF v kosmické observatoři SOHO). [26]

g-módy jsou stojaté vnitřní gravitační vlny, jejichž obnovovací síla je založena na záporném vztlaku vertikálně posunuté hmoty. Mají relativně nízkou frekvenci (0-0,4 MHz). Tyto vlny jsou spojeny buď s vnitřní oblastí Slunce pod konvektivní zónou (vnitřních 70 % poloměru), nebo s atmosférou. Protože se takové vlny nemohou šířit konvekčně nestabilními oblastmi (ve kterých teplotní gradient převyšuje adiabatický gradient, vztlak je kladný a síla působící na vytlačený prvek hmoty se neobnovuje), na povrchu je prakticky nepozorujeme. g-módy se nazývají evanescentní vlny v konvektivní zóně; předpokládá se, že amplituda zbytkové rychlosti je ve fotosféře pouze několik milimetrů za sekundu. [27] Od 80. let 20. století existuje několik požadavků na detekci g-vln; v roce 2007 bylo takové tvrzení učiněno na základě výsledků analýzy dat získaných pomocí nástroje GOLF. [28] Na konferenci GONG2008 / SOHO XXI skupina Phoebus oznámila, že tyto objevy nelze potvrdit, byla uvedena horní hranice pro amplitudy g-vlny 3 mm/s, což odpovídá limitu detekce přístroje GOLF . Tento tým vědců nedávno (2009) publikoval přehled současných znalostí o oscilacích v g-módu. [29]
f-módy jsou gravitační vlny; kromě módů nejnižšího stupně l jsou spojeny s vrstvami Slunce blízko povrchu, pronikají do hloubky řádu R/l (R je poloměr Slunce ) pod fotosféru. Frekvence vysokého stupně f-módů jsou převážně určeny pouze gravitací na povrchu a horizontální vlnovou délkou a velmi málo závisí na struktuře Slunce. Na Zemi jsou analogy takových vln Stokesovy vlny , v limitním případě vysokých hodnot l splňují stejný rozptylový vztah. Odchylky od tohoto limitního poměru poskytují informaci o rozložení hustoty v povrchových vrstvách Slunce. [30] Dopplerovy posuny v důsledku advekce byly měřeny přístrojem MDI, který poskytuje omezení pro horizontální proudy pod povrchem Slunce. [31]

Analýza oscilačních dat

Helioseismické vlny mají velmi malé amplitudy a lze je popsat jako superpozici řešení linearizovaných vlnových rovnic. Protože Slunce je téměř kulové, prostorová struktura těchto vln může být reprezentována ve sférickém souřadnicovém systému jako produkt ortonormálních povrchových harmonických v souřadnicích a amplitudové funkci v závislosti na . Obvykle se jako základní funkce pro sférické harmonické uvažuje součin exp(i ) a související Legendreovy funkce stupně cos a (azimutu) řádu . Obecně se struktura pozadí během jedné periody oscilací téměř nemění, takže změnu v čase lze považovat za multiplikativní sinusovou funkci , jejíž frekvence jsou posloupností vlastních hodnot vlnové funkce a jsou označeny pořadovým číslem . Stupeň je celkový počet uzlových kružnic na povrchu konstanty , azimutální řád je počet úplných uzlových kružnic protínajících rovník; řád pro f-módy je nulový, pro p/g-módy se počítá nahoru/dolů podle počtu radiálních uzlů vlastní funkce; frekvence je přísně rostoucí funkce při konstantní a . Příklad takové módy je uveden v pravém horním rohu tohoto článku. $(r,\theta ,\phi )$ $\theta$ $\phi$ $r$ $m\phi$ $\theta$ $l$ $m$ $t$ $\omega$ $n$ $l$ $r$ $m$ $n$ $\omega$ $n$ $l$ $m$

V datech získaných z časových řad spekter Slunce se fluktuace vzájemně superponují. Byly objeveny tisíce módů (a celkový počet se odhaduje na miliony). K získání informací o jednotlivých režimech se používají techniky Fourierovy analýzy . Hlavní myšlenkou je, že omezenou funkci v omezené oblasti lze reprezentovat jako vážený součet ortogonálních harmonických funkcí (základních funkcí), což jsou periodické funkce v jedné dimenzi (sinus a kosinus různých frekvencí). K určení příspěvku (amplitudy) každé bazické funkce k Fourierově transformaci se použije : v podstatě je určena projekce (skalární součin funkcí) na bazické funkce přes danou oblast; v praxi se ve srovnání s explicitním vyjádřením projekcí používá složitější a rychlejší metoda. $F$ $F$ $F$

Pokud by Slunce bylo sféricky symetrické, pak by přirozené frekvence byly degenerované vzhledem k , protože všechny uvažované systémy sférických polárních souřadnic by byly nerozlišitelné. Rotace Slunce vytváří na rovníku ztluštění, které spolu s dalšími nekulovými poruchami (jako jsou sluneční skvrny) narušuje symetrii. Obecně platí, že frekvence hvězdných oscilací závisí na všech třech kvantových číslech , a . Je vhodné oddělit frekvence ve formě multipletních frekvencí , vážených , odpovídajících sféricky symetrické struktuře hvězdy a uvažovat veličiny určené nesféričností. ${\displaystyle \omega _{nlm))$ $m$ ${\displaystyle \omega _{nlm))$ $n$ $l$ $m$ ${\displaystyle \omega _{nl))$ $m$ ${\displaystyle \delta \omega _{nlm}=\omega _{nlm}-\omega _{nl))$

Analýza dat o vibracích je zaměřena na oddělení složek s různými frekvencemi. V případě Slunce lze pozorovat oscilace jako funkci polohy bodu na disku a času. Projekce na prostorové vlastní funkce pomáhá oddělit a , ačkoli výsledek obsahuje příspěvky mnoha dalších harmonických, protože v praxi lze efektivně měřit pouze třetinu celkového povrchu Slunce. Průměrování nad povrchem hvězdy, ke kterému dochází při pozorování oscilací jiných hvězd, je podobné pozorování celého slunečního disku přístroji BiSON a GOLF. Po projekci se provede Fourierova transformace v čase, po které lze s odpovídajícím rozlišením určit frekvence jednotlivých vidů. $l$ $m$

Všimněte si, že údaje o oscilacích jsou diskrétní soubory v prostoru a čase a jsou předmětem pozorovacích chyb. Při provádění transformací se používá interpolace, která také přináší další chyby.

Tato diskuse je převzata z přednášky Jørgena Christensena-Dalsgaarda o hvězdných vibracích. [33]

Inverze

Informace o helioseismických vlnách získané z transformace dat o oscilacích lze použít k získání informací o takových parametrech, jako je rychlost zvuku uvnitř Slunce, vnitřní diferenciální rotace. Rovnice a analytické vztahy jsou odvozeny takovým způsobem, aby korelovaly sledované parametry s pozorovanými daty. Použité numerické metody jsou takové, že umožňují získat maximum informací o vnitřních vlastnostech Slunce s minimální možnou chybou. Tento proces se nazývá helioseismická inverze.

Například rozdělení frekvence oscilací může souviset s integrálem s úhlovou rychlostí uvnitř Slunce . [33]

Vnitřní struktura

Helioseismická pozorování odhalují vnitřní rovnoměrně rotující oblast a diferenciálně rotující obal Slunce, zhruba odpovídající radiační transportní zóně a konvektivní zóně. [16] Viz schéma vpravo. Přechodová vrstva se nazývá tachoklina .

Helioseismické datování

Stáří Slunce lze odhadnout studiem helioseismické aktivity, [34] [35] [36] [37] , protože šíření akustických vln hluboko uvnitř Slunce závisí na složení Slunce, zejména na množství helia. a vodík v jádře. Protože Slunce během svého života přeměňuje vodík na helium, lze aktuální množství hélia v jádře použít k určení stáří Slunce pomocí numerických modelů vývoje hvězd aplikovaných na Slunce ( standardní solární model ). Tato metoda potvrzuje odhady stáří sluneční soustavy získané z radiometrického datování meteoritů. [38]

Lokální helioseismologie

Cílem lokální helioseismologie [39] je interpretovat celkové vlnové pole pozorované na povrchu, a nikoli pouze modové frekvence. Globální helioseismologie studuje stojaté vlny na celém Slunci, zatímco lokální helioseismologie se zabývá šířením vln v jednotlivých částech Slunce. Zkoumá se řada různých jevů na Slunci, včetně slunečních skvrn , vloček , supergranulace , konvekce obřích buněk, evoluce aktivních magnetických oblastí, meridionální cirkulace, rotace Slunce. [40] Lokální helioseismologie poskytuje trojrozměrný obraz vnitřní oblasti Slunce, který je důležitý pro pochopení velkorozměrových proudů, magnetických struktur a jejich interakcí uvnitř Slunce.

V této oblasti se používá řada metod, včetně následujících.

Fourier-Hankelova spektrální metoda (poprvé v této oblasti použitá Brownem a Duvallem [41] byla původně použita ke stanovení absorpce vln slunečními skvrnami).
Analýza kruhových diagramů navržená F. Hillem [42] ) slouží k získání rychlosti a směru horizontálních proudů pod povrchem Slunce při pozorování Dopplerova posunu akustických vln ve výkonovém spektru slunečních kmitů, vypočtené v a počet oblastí slunečního povrchu (obvykle 15° × 15°) . Tato metoda je zobecněním globální helioseismologie, jak je aplikována na jednotlivé oblasti na Slunci. Například lze porovnat rychlost zvuku a adiabatický exponent v magneticky aktivních a neaktivních oblastech. [43]
Časoprostorová helioseismologie (navrhovaná Duvalem et al. [44] ) je zaměřena na měření a interpretaci doby průchodu slunečních vln mezi dvěma body na povrchu Slunce. Anomálie v době průchodu svědčí o seismické povaze nehomogenit v blízkosti paprsku spojujícího tyto body.

K určení místní struktury a dynamiky vnitřní oblasti Slunce je nutné vyřešit inverzní problém. [45]

Helioseismická holografie, kterou podrobně zvažovali Lindsey a Brown pro účely zobrazení odvrácené strany Slunce, [22] je speciální variantou fázově citlivé holografie. Cílem je využít vlnové pole viditelného disku ke studiu aktivních oblastí na opačné straně Slunce. Základní myšlenkou helioseismické holografie je to, že pozorované vlnové pole (např. Dopplerův posun pozorovaný na povrchu Slunce) lze kdykoli použít k odhadu vlnového pole kdekoli v nitru Slunce. V tomto smyslu je holografie podobná metodě seismické migrace vyvinuté v geofyzice. Holografická metoda umožňuje získat seismický obraz slunečních erupcí. [46] Akustická holografie aplikovaná na MDI data pomáhá detekovat zdroje a mizení akustických vln na Slunci. Brown a Fan [47] našli oblast s nízkou akustickou emisí ve frekvenčním pásmu 3–4 mHz, která se rozprostírá daleko za slunečními skvrnami do oblasti tichého Slunce. Brown a Lindsey [48] našli vysokofrekvenční záření ('akustická polární záře') obklopující aktivní oblasti.
přímé modelování. [49] Cílem je odhadnout podpovrchové toky z inverze frekvenčních a vlnových korelací pozorovaných ve vlnovém poli. Woodord [49] uvádí praktickou ukázku možnosti této metody detekovat proudění blízko povrchu z dat o f-vlnách ve spektru.

Tato část je založena na materiálu od Laurenta Gizona a Aarona C. Birche, "Local Helioseismology", Living Rev. Solar Phys. 2, (2005), 6.

Poznámky

↑ Deubner, FL; Gough, D.O. Helioseismology : Oscilace jako diagnostika slunečního nitra // Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics : deník. - 1984. - Sv. 22 . - S. 593-619 . - doi : 10.1146/annurev.aa.22.090184.003113 . - .
↑ Alexej Poniatov. Slyšte zvuky hvězd // Věda a život . - 2018. - č. 1 . - S. 40-47 . (Ruština)
↑ Gough, D.O. Počátky asteroseismologie // Příroda. - 1985. - Sv. 314 . - str. 14-15 . - doi : 10.1038/314014a0 . — .
↑ Campbell, WR; Roberts, B. Vliv chromosférického magnetického pole na sluneční p- a f-módy // The Astrophysical Journal : journal. - IOP Publishing , 1989. - Březen ( roč. 338 ). - S. 538-556 . - doi : 10.1086/167216 . - .
↑ Goldreich, P.; Keeley, D. A. Sluneční seismologie. II - Stochastické buzení slunečních p-módů turbulentní konvekcí // The Astrophysical Journal : journal. - IOP Publishing , 1977. - Únor ( roč. 212 ). - S. 243-251 . - doi : 10.1086/155043 . - .
↑ ChristensenDalsgaard, J.; Duvall Jr., TL; Gough, D.O.; Harvey, JW; Rhodes Jr, EJ Rychlost zvuku ve slunečním interiéru // Nature . - 1985. - Květen ( sv. 315 ). - str. 378-382 . - doi : 10.1038/315378a0 . — .
↑ 12 Duvall Jr., TL; Dziembowski, WA; Goode, P. R.; Gough, D.O.; Harvey, JW; Leibacher, JW Vnitřní rotace slunce // Příroda . - 1984. - Červenec ( sv. 310 ). - str. 22-25 . - doi : 10.1038/310022a0 . — .
↑ Schou, J.; Antia, H.M.; Basu, S.; Bogart, R.S.; Bush, R.I.; Chitre, S.M.; Christensen-Dalsgaard, J.; De Mauro, M. P.; Dziembowski, WA; Eff Darwich, A.; Gough, D.O.; Haber, D. A.; Hoeksema, JT; Howe, R.; Korzennik, S.G.; Kosovichev, A.G.; Larsen, R.M.; Pijpers, F.P.; Scherrer, P.H.; Sekii, T.; Tarbell, T.D.; Název, A.M.; Thompson, MJ; Toomre, J. Helioseismické studie diferenciální rotace ve sluneční obálce výzkumem slunečních oscilací pomocí Michelson Doppler Imager // The Astrophysical Journal : journal. - IOP Publishing , 1998. - Září ( roč. 505 ). - S. 390-417 . - doi : 10.1086/306146 . - .
↑ Antia, HM; Chitre, S.M.; Gough, DO Časové variace v rotační kinetické energii Slunce // Astronomy and Astrophysics : journal . - 2008. - Leden ( sv. 477 ). - S. 657-663 . - doi : 10.1051/0004-6361:20078209 . - .
↑ Fivian, M.D.; Hudson, H.S.; Lin, R.P.; Zahid, HJ Velký přebytek zdánlivé sluneční zploštělosti v důsledku povrchového magnetismu // Science : journal. - 2008. - Říjen ( sv. 322 ). - str. 560-562 . - doi : 10.1126/science.1160863 . - .
↑ Kuhn, JR; Bush, R.; Emilio, M.; Scholl, IF Přesný tvar Slunce a jeho variabilita // Věda . - 2012. - Září ( sv. 337 ). - S. 1638-1640 . - doi : 10.1126/science.1223231 . - .
↑ Shapiro, IT; poradce III, CC; King, RW Ověření principu ekvivalence pro masivní tělesa (anglicky) // Physical Review Letters : journal. - 1976. - Březen ( sv. 36 ). - str. 555-558 . - doi : 10.1103/PhysRevLett.36.555 . - .
↑ Gough, D.O. Seismická omezení problému slunečních neutrin // Annals of the New York Academy of Sciences : deník. - 1991. - Sv. 647 . - str. 199-217 . - doi : 10.1111/j.1749-6632.1991.tb32171.x . — .
↑ Bahcall, JN; Pinsonneault, MH; Basu, S.; Christensen-Dalsgaard, J. Jsou standardní solární modely spolehlivé? (anglicky) // Physical Review Letters : journal. - 1997. - Leden ( roč. 78 , č. 2 ). - S. 171-174 . - doi : 10.1103/PhysRevLett.78.171 . - . - arXiv : astro-ph/9610250 .
↑ Gough, D. O. Helioseismologie a sluneční neutrina // Nuclear Physics B Proc. Suppl.. - 1999. - Květen ( sv. 77 ). - S. 81-88 . - doi : 10.1016/S0920-5632(99)00401-6 . — .
↑ 1 2 Thompson, MJ; Christensen-Dalsgaard, J.; Miesch, MS; Toomre, J. The Internal Rotation of the Sun // Annual Review of Astronomy & Astrophysics : deník. - 2003. - Sv. 41 , č. 1 . - str. 599-643 . - doi : 10.1146/annurev.astro.41.011802.094848 . - .
↑ Ossendrijver, M. Sluneční dynamo // The Astronomy and Astrophysics Review : deník. - 2003. - Sv. 11 , č. 4 . - str. 287-367 . - doi : 10.1007/s00159-003-0019-3 . - .
↑ Spiegel, EA; Zahn, J.-P. The solar tachocline (anglicky) // Astronomy and Astrophysics : journal. - 1992. - Listopad ( sv. 265 ). - str. 106-114 . - .
↑ Gough, D.O.; McIntyre, M.E. Nevyhnutelnost magnetického pole v radiačním nitru Slunce (anglicky) // Nature : journal. - 1998. - Srpen ( sv. 394 ). - str. 755-757 . - doi : 10.1038/29472 . — .
↑ Voroncov, SV; Christensen-Dalsgaard, J.; Schou, J.; Strachov, VN; Thompson, MJ Helioseismické měření slunečních torzních oscilací (anglicky) // Science : journal. - 2002. - Duben ( roč. 296 , č. 5565 ). - str. 101-103 . - doi : 10.1126/science.1069190 . - . — PMID 11935019 .
↑ Howard, R.; Labonte, BJ Slunce je pozorováno jako torzní oscilátor s periodou 11 let // The Astrophysical Journal : journal. - IOP Publishing , 1980. - Červenec ( sv. 239 ). - P.L33-L36 . - doi : 10.1086/183286 . - .
↑ 1 2 Braun, DC; Lindsey, C. Seismické zobrazování vzdálené polokoule Slunce // The Astrophysical Journal : časopis. - IOP Publishing , 2001. - Říjen ( roč. 560 , č. 2 ). - S. L189-L192 . - doi : 10.1086/324323 . - .
↑ Lindsey, C.; Braun, DC Helioseismické zobrazování slunečních skvrn na jejich antipodech // Solar Physics : deník. - 1990. - březen ( roč. 126 , č. 1 ). - str. 101-115 . - doi : 10.1007/BF00158301 . — .
↑ Rabello-Soares, MC; Korzennik, S.G.; Schou, J. SOHO 10/GONG 2000 Workshop: Helio- and Asteroseismology at the Dawn of the Millenium // In: Proceedings of the SOHO 10/GONG 2000 Workshop: Helio- and asteroseismology at úsvitu tisíciletí : časopis. - 2001. - Leden ( sv. 464 ). - S. 129-136 . - .
↑ Elsworth, YP; Howe, R.; Isaak, G. R.; McLeod, C., P.; New, R. Nízká měření vlastní frekvence slunečního záření v p-módu ze sítě Birmingham Network // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal . - Oxford University Press , 1991. - Červenec ( vol. 251 ). - S. 7P-9P . - doi : 10.1093/mnras/251.1.7P . - .
↑ Garcia, R.A.; Regulo, C.; Turck-Chieze, S.; Bertello, L.; Kosovichev, A.G.; Brun, AS; Couvidat, S.; Henney, CJ; Lazrek, M.; Ulrich, R. K.; Varadi, F. Nízkostupňové nízkořádové solární p režimy, jak je vidí GOLF Na palubě SOHO // Solar Physics. - 2001. - Květen ( vol. 20 ). - str. 361-379 . - doi : 10.1023/A:1010344721148 . - .
↑ Detekce jednotlivých normálních módů oscilace Slunce v intervalu 2 h až 10 min ve studiích slunečních průměrů | SpringerLink (nedostupný odkaz)
↑ Garcia, R.A.; Turck-Chieze, S.; Jimenez-Reyes, SJ; Ballot, J.; Palle, P. L.; Eff-Darwich, A.; Mathur, S.; Provost, J. Tracking Solar Gravity Modes: The Dynamics of the Solar Core (anglicky) // Science : journal. - 2007. - Červen ( roč. 316 , č. 5831 ). - S. 1591 - . - doi : 10.1126/science.1140598 . - . — PMID 17478682 .
↑ T.; Appourchaux; Belkacem, K.; Broomhall, A.M.; Chaplin, WJ; Gough, D.O.; Houdek, G.; Probošt, J.; Baudin, F.; Boumier, P.; Elsworth, Y. ; Garcia, RA; Anderson, B.; Finsterle, W.; Fröhlich, C.; Gabriel, A.; Grec, G.; Jimenez, A.; Kosovichev, A.; Sekii, T.; Toutain, T.; Turck-Chièze, S. The quest for the solar g modes // The Astronomy and Astrophysics Review : deník. - 2009. - říjen ( roč. 0910 ). — S. 848 . - doi : 10.1007/s00159-009-0027-z . - . - arXiv : 0910.0848 .
↑ Gough, D. O. Astrophysical fluid dynamics, (ed. JP. Zahn & J. Zinn-Justin, North-Holland, Amsterdam ) // Astrophysical fluid dynamics, (ed. JP. Zahn & J. Zinn-Justin, North-Holland, Amsterdam): deník. - 1993. - Sv. Les Houches Session XLVII . - S. 399-560 . - .
↑ Corbard, T.; Thompson, MJ Podpovrchový radiální gradient sluneční úhlové rychlosti z pozorování MDI ve f-módu // Solar Physics : deník. - 2002. - únor ( roč. 205 , č. 2 ). - str. 211-229 . - doi : 10.1023/A:1014224523374 . — . - arXiv : astro-ph/0110361 .
↑ Rhodes, Jr. EJ; Kosovichev, A. G. & Schou, J. et al. (1997), Měření frekvencí slunečních oscilací z programu MDI Mediu-l, Solar Physics vol . 175: 287
↑ 1 2 Christensen-Dalsgaard, J., 2003, Poznámky k přednáškám o hvězdných oscilacích. Páté vydání Archivováno 24. března 2021 na Wayback Machine , poznámky k přednášce, University of Aarhus. Staženo listopad 2009.
↑ Dziembowski, W.; Fiorentini, G.; Ricci, B.; Sienkiewicz, R. Helioseismology and the solar age // Astronomy and Astrophysics : journal . - 1999. - Sv. 343 . - S. 990-996 . - . - arXiv : astro-ph/9809361 .
↑ Gough, D. Lekce získané ze slunečních oscilací // Astrophysical Ages and Times Scale / T.von Hippel, C. Simpson a N.Manset. - 2001. - T. 245 . - S. 31-43 . - .
↑ Bonanno, A.; Schlattl, H.; Paternò, L. Věk Slunce a relativistické korekce v EOS // Astronomy and Astrophysics : journal . - 2002. - Sv. 390 , č.p. 3 . - S. 1115-1118 . - doi : 10.1051/0004-6361:20020749 . - . - arXiv : astro-ph/0204331 .
↑ Houdek, G.; Gough, D. O seismickém věku a hojnosti těžkých prvků Slunce // Mon. Ne. R. Ast. soc. : deník. - 2011. - Sv. 418 . - S. 1217-1230 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19572.x . - .
↑ Guenther, DB Age of the sun // The Astrophysical Journal : journal. - IOP Publishing , 1989. - Duben ( roč. 339 ). - S. 1156-1159 . - doi : 10.1086/167370 . - .
↑ Lindsey, C.; Brown, DC; Jefferies, SM "Local Helioseismology of Subsurface Structure" v "GONG 1992. Seismic Investigation of the Sun and Stars" // GONG 1992. Seismic Investigation of the Sun and Stars. Sborník příspěvků z konference konané v Boulderu: časopis / TM Brown. - 1993. - Leden ( roč. 42 ). - str. 81-84 . — ISBN 0-937707-61-9 . - .
↑ Duvall, Jr.; TL "Nedávné výsledky a teoretické pokroky v lokální helioseismologii" v "Struktura a dynamika vnitřku Slunce a Slunci podobných hvězd" // Struktura a dynamika vnitřku Slunce a Slunci podobných hvězd SOHO 6 /GONG 98 Workshop Abstrakt : časopis / S. Korzennik. - 1998. - Sv. 418 . - str. 581-585 . - .
↑ Braun, DC; Duvall, Jr., TL; Labonte, BJ Akustická absorpce slunečními skvrnami // The Astrophysical Journal : journal. - IOP Publishing , 1987. - Srpen ( roč. 319 ). -P.L27- L31 . - doi : 10.1086/184949 . - .
↑ Hill, F. Prsteny a trubky - Trojrozměrná výkonová spektra slunečních oscilací // The Astrophysical Journal : journal. - IOP Publishing , 1988. - Říjen ( roč. 333 ). - S. 996-1013 . - doi : 10.1086/166807 . - .
↑ Basu, S.; Antia, H.M.; Bogart, RS Ring-Diagram Analysis of the Structure of Solar Active Regions (anglicky) // The Astrophysical Journal : journal. - IOP Publishing , 2004. - Srpen ( roč. 610 , č. 2 ). - S. 1157-1168 . - doi : 10.1086/421843 . - .
↑ Duvall, Jr., TL; Jefferies, S.M.; Harvey, JW; Pomerantz, MA Helioseismologie časové vzdálenosti // Příroda . - 1993. - Duben ( roč. 362 , č. 6419 ). - str. 430-432 . - doi : 10.1038/362430a0 . — .
↑ Jensen, JM, 2003, Časová vzdálenost: co nám říká? , in Local and Global Helioseismology: The Present and Future, (ed.) Sawaya-Lacoste, H., Proceedings of SOHO 12/GONG+ 2002, 27. října - 1. listopadu 2002, Big Bear Lake, Kalifornie, USA, sv. SP-517 z konference ESA Conference Proceedings, pp. 61–70, ESA Publications Division, Noordwijk
↑ Donea, A.-C.; Brown, DC; Lindsey, C. Seismické snímky sluneční erupce // The Astrophysical Journal : journal. - IOP Publishing , 1999. - Březen ( roč. 513 , č. 2 ). -P.L143 - L146 . - doi : 10.1086/311915 . - .
↑ Braun, DC; Fan, Y. Helioseismic Measurements of the Subsurface Meridional Flow // The Astrophysical Journal : journal. - IOP Publishing , 1998. - Listopad ( roč. 508 , č. 1 ). - P.L105-L108 . - doi : 10.1086/311727 . - .
↑ Braun, DC; Lindsey, C. Helioseismické obrazy komplexu aktivní oblasti // The Astrophysical Journal : časopis. - IOP Publishing , 1999. - Březen ( roč. 513 , č. 1 ). - P.L79-L82 . - doi : 10.1086/311897 . - .
↑ 1 2 Woodard, MF Solar Subsurface Flow odvozené přímo z frekvenčně-vlnových korelací v poli seismické rychlosti // The Astrophysical Journal : journal. - IOP Publishing , 2002. - Leden ( roč. 565 , č. 1 ). - str. 634-639 . - doi : 10.1086/324546 . - .

Odkazy

Netechnický popis helio- a asteroseismologie
Laurent Gizon a Aaron C. Birch, "Local Helioseismology", Living Rev. Solar Phys. 2 (2005) 6, url: http://www.livingreviews.org/lrsp-2005-6 doi: 10.12942/lrsp-2005-6
Vědci vydávají bezprecedentní předpověď příštího cyklu slunečních skvrn Archivována 24. března 2021 v tiskové zprávě Wayback Machine National Science Foundation, 6. března 2006
Mark S. Miesch, "Velká dynamika konvekční zóny a tachoklinu", Living Rev. Solar Phys. 2 (2005) 1, url: http://www.livingreviews.org/lrsp-2005-6 doi: 10.12942/lrsp-2005-1
Snímky Slunce na odvrácené straně a na Zemi archivované 18. března 2021 na Wayback Machine
Living Reviews in Solar Physics Archived 29. září 2010 na Wayback Machine
Helioseismologie a asteroseismologie Archivováno 3. února 2017 na Wayback Machine

slunce
Struktura	Jádro Sálavé přenosové pásmo tachoklin konvekční zóna
Atmosféra	Fotosféra Chromosféra sluneční koróna
Rozšířená struktura	heliosféra List heliosférického proudu hranice rázové vlny heliosférický plášť heliopauza příďová rázová vlna
Jevy týkající se Slunce	Zatmění Slunce Sluneční aktivita sluneční skvrny sluneční erupce Miyake události výrony koronální hmoty sluneční cyklus Změny slunečního záření Vlčí číslo Seznam cyklů sluneční aktivity Maunderovo minimum Solární radiace koronální díry Koronální smyčky pochodně Granule vločky Prominence a vlákna Spikuly Supergranulace slunečný vítr Mortonova vlna Evershed efekt
související témata	Sluneční Soustava Evoluce hvězd Rotace slunce solární dynamo geomagnetická bouře Ztmavení směrem k okraji
Spektrální třída : G2

Slovníky a encyklopedie	Velká Katalánština velká čínština Skvělý norský Velký Rus Britannica (online) Moderní Ukrajina
V bibliografických katalozích	GND : 7840752-7 NKC : ph940059