Гелиосейсмология

Солнцетрясение

Гелиосейсмология — это изучение структуры и динамики Солнца посредством его колебаний. Они в основном вызваны звуковыми волнами, которые непрерывно возбуждаются и затухают конвекцией вблизи поверхности Солнца. Она похожа на геосейсмологию или астросейсмологию , которые соответственно изучают Землю или звезды посредством их колебаний. Хотя колебания Солнца были впервые обнаружены в начале 1960-х годов, только в середине 1970-х годов стало понятно, что колебания распространяются по всему Солнцу и могут позволить ученым изучать его глубокие недра. Термин был придуман Дугласом Гофом в 90-х годах. Современная область разделяется на глобальную гелиосейсмологию , которая изучает резонансные моды Солнца напрямую, ^[1] и локальную гелиосейсмологию , которая изучает распространение компонентных волн вблизи поверхности Солнца. ^[2]

Гелиосейсмология способствовала ряду научных прорывов. Наиболее примечательным было то, что она показала, что аномалия в предсказанном потоке нейтрино от Солнца не может быть вызвана недостатками в звездных моделях, а должна быть проблемой физики элементарных частиц . Так называемая проблема солнечных нейтрино была в конечном итоге решена с помощью нейтринных осцилляций . ^{[3] [4] [5]} Экспериментальное открытие нейтринных осцилляций было отмечено Нобелевской премией по физике 2015 года . ^[6] Гелиосейсмология также позволила провести точные измерения квадрупольных (и более высокого порядка) моментов гравитационного потенциала Солнца, ^{[7] [8] [9],} которые согласуются с общей теорией относительности . Первые гелиосейсмические расчеты профиля внутреннего вращения Солнца показали грубое разделение на жестко вращающееся ядро ​​и дифференциально вращающуюся оболочку. Пограничный слой теперь известен как тахоклин ^[10] и считается ключевым компонентом солнечного динамо . ^[11] Хотя он примерно совпадает с основанием солнечной конвективной зоны — также выведенным с помощью гелиосейсмологии — он концептуально отличается, являясь пограничным слоем, в котором существует меридиональный поток, связанный с конвективной зоной и управляемый взаимодействием между бароклинностью и напряжениями Максвелла. ^[12]

Гелиосейсмология извлекает наибольшую пользу из непрерывного мониторинга Солнца, который начался с непрерывных наблюдений вблизи Южного полюса в течение южного лета. ^{[13] [14]} Кроме того, наблюдения за несколькими солнечными циклами позволили гелиосейсмологам изучать изменения в структуре Солнца на протяжении десятилетий. Эти исследования стали возможными благодаря глобальным сетям телескопов, таким как Global Oscillations Network Group (GONG) и Birmingham Solar Oscillations Network (BiSON), которые работают уже более нескольких десятилетий.

Типы солнечных колебаний

Иллюстрация солнечной моды давления (p-мода) с радиальным порядком n=14, угловым градусом l=20 и азимутальным порядком m=16. Поверхность показывает соответствующую сферическую гармонику. Внутренняя часть показывает радиальное смещение, вычисленное с использованием стандартной солнечной модели. ^[15] Обратите внимание, что увеличение скорости звука по мере приближения волн к центру Солнца вызывает соответствующее увеличение акустической длины волны.

Солнечные моды колебаний интерпретируются как резонансные колебания приблизительно сферически симметричной самогравитирующей жидкости в гидростатическом равновесии. Каждая мода может быть представлена ​​приблизительно как произведение функции радиуса и сферической гармоники и, следовательно, может быть охарактеризована тремя квантовыми числами, которые обозначают: ${\displaystyle r}$ ${\displaystyle Y_{l}^{m}(\theta ,\phi )}$

• число узловых оболочек в радиусе, известное как радиальный порядок ; ${\displaystyle n}$
• общее число узловых окружностей на каждой сферической оболочке, известное как угловой градус ; и ${\displaystyle \ell }$
• число тех узловых окружностей, которые являются продольными, известное как азимутальный порядок . ${\displaystyle m}$

Можно показать, что колебания делятся на две категории: внутренние колебания и особую категорию поверхностных колебаний. Более конкретно, есть:

Режимы давления (p-режимы)

Моды давления по сути являются стоячими звуковыми волнами. Доминирующей восстанавливающей силой является давление (а не плавучесть), отсюда и название. Все солнечные колебания, которые используются для выводов о внутреннем строении, являются p-модами с частотами примерно от 1 до 5 миллигерц и угловыми градусами в диапазоне от нуля (чисто радиальное движение) до порядка . В общем, их плотности энергии изменяются с радиусом обратно пропорционально скорости звука, поэтому их резонансные частоты определяются преимущественно внешними областями Солнца. Следовательно, по ним трудно сделать вывод о структуре солнечного ядра. ${\displaystyle 10^{3}}$

Диаграмма распространения для стандартной солнечной модели ^[16], показывающая, где колебания имеют характер g-моды (синий) или где дипольные моды имеют характер p-моды (оранжевый). Пунктирная линия показывает акустическую граничную частоту, вычисленную с помощью более точного моделирования, и выше которой моды не захвачены в звезде и, грубо говоря, не резонируют.

Гравитационные моды (g-моды)

Гравитационные моды ограничены конвективно стабильными областями, либо лучистыми внутренними частями, либо атмосферой. Возвращающей силой является преимущественно плавучесть, и, таким образом, косвенно гравитация, от которой они и получили свое название. Они являются мимолетными в зоне конвекции, и поэтому внутренние моды имеют крошечные амплитуды на поверхности и их чрезвычайно трудно обнаружить и идентифицировать. ^[17] Давно признано, что измерение даже всего нескольких g-мод может существенно расширить наши знания о глубоких внутренних частях Солнца. ^[18] Однако ни одна индивидуальная g-мода до сих пор не была однозначно измерена, хотя косвенные обнаружения как заявлялись ^{[19] [20]} , так и оспаривались. ^{[21] [22]} Кроме того, могут быть похожие гравитационные моды, ограниченные конвективно стабильной атмосферой.

Поверхностные гравитационные моды (f-моды)

Поверхностные гравитационные волны аналогичны волнам в глубокой воде, обладая свойством, что лагранжево возмущение давления по существу равно нулю. Они имеют высокую степень , проникая на характерное расстояние , где — солнечный радиус. В хорошем приближении они подчиняются так называемому закону дисперсии глубоководных волн: , независимо от стратификации Солнца, где — угловая частота, — поверхностная гравитация, — горизонтальное волновое число, ^[23] и асимптотически стремятся к этому соотношению как . ${\displaystyle \ell }$ ${\displaystyle R/\ell }$ ${\displaystyle R}$ ${\displaystyle \omega ^{2}=gk_{\rm {h}}}$ ${\displaystyle \omega }$ ${\displaystyle g}$ ${\displaystyle k_{\rm {h}}=\ell /R}$ ${\displaystyle k_{\rm {h}}\rightarrow \infty }$

Что может раскрыть сейсмология

Колебания, которые успешно использовались для сейсмологии, по сути адиабатические. Их динамика, следовательно, является действием сил давления (плюс предполагаемые напряжения Максвелла) на вещество с плотностью инерции , которая сама по себе зависит от соотношения между ними при адиабатическом изменении, обычно количественно определяемом через (первый) адиабатический показатель . Равновесные значения переменных и (вместе с динамически малой угловой скоростью и магнитным полем ) связаны ограничением гидростатической поддержки, которое зависит от общей массы и радиуса Солнца. Очевидно, частоты колебаний зависят только от сейсмических переменных , , и , или любого независимого набора их функций. Следовательно, только об этих переменных можно получить информацию напрямую. Квадрат адиабатической скорости звука , является такой общепринятой функцией, потому что это величина, от которой в основном зависит распространение звука. ^[24] Свойства других, несейсмических величин, таких как распространенность гелия ^[25] или возраст главной последовательности ^[26] , могут быть выведены только путем дополнения дополнительными предположениями, что делает результат более неопределенным. ${\displaystyle p}$ ${\displaystyle \rho }$ ${\displaystyle \gamma _{1}}$ ${\displaystyle p}$ ${\displaystyle \rho }$ ${\displaystyle \Omega }$ ${\displaystyle {\rm {B}}}$ ${\displaystyle M}$ ${\displaystyle R}$ ${\displaystyle \omega }$ ${\displaystyle \rho (p,\Omega ,{\rm {B)}}}$ ${\displaystyle \gamma _{1}}$ ${\displaystyle \Omega }$ ${\displaystyle {\rm {B}}}$ ${\displaystyle c^{2}=\gamma _{1}p/\rho }$ ${\displaystyle Y}$ ${\displaystyle t_{\odot }}$

Анализ данных

Глобальная гелиосейсмология

Спектр мощности Солнца с использованием данных с приборов на борту Солнечной и гелиосферной обсерватории на двойных логарифмических осях. Три полосы пропускания прибора VIRGO/SPM показывают почти одинаковый спектр мощности. Наблюдения скорости по линии визирования с GOLF менее чувствительны к красному шуму, создаваемому грануляцией . Все наборы данных четко показывают моды колебаний около 3 мГц.

Спектр мощности Солнца вокруг области, где моды имеют максимальную мощность, с использованием данных приборов GOLF и VIRGO/SPM на борту Солнечной и гелиосферной обсерватории. Низкоградусные моды (l<4) демонстрируют четкую гребенчатую структуру с регулярным интервалом.

Спектр мощности средней угловой степени ( ) солнечных колебаний, рассчитанный для 144 дней данных с инструмента MDI на борту SOHO . ^[27] Цветовая шкала логарифмическая и насыщена на одной сотой максимальной мощности в сигнале, чтобы сделать моды более заметными. В низкочастотной области доминирует сигнал грануляции. По мере увеличения угловой степени отдельные частоты мод сходятся в четкие гребни, каждый из которых соответствует последовательности мод низкого порядка. ${\displaystyle 0\leq \ell <300}$

Главным инструментом для анализа сырых сейсмических данных является преобразование Фурье . В хорошем приближении каждая мода представляет собой затухающий гармонический осциллятор, для которого мощность как функция частоты является функцией Лоренца . Пространственно разрешенные данные обычно проецируются на желаемые сферические гармоники для получения временных рядов, которые затем преобразуются Фурье. Гелиосейсмологи обычно объединяют полученные одномерные спектры мощности в двумерный спектр.

Диапазон нижних частот колебаний определяется изменениями, вызванными грануляцией . Это должно быть отфильтровано до (или одновременно с) анализа мод. Гранулярные потоки на поверхности Солнца в основном горизонтальны, от центров восходящих гранул к узким нисходящим потокам между ними. Относительно колебаний грануляция производит более сильный сигнал по интенсивности, чем скорость по линии прямой видимости, поэтому последний предпочтительнее для гелиосейсмических обсерваторий.

Локальная гелиосейсмология

Локальная гелиосейсмология — термин, введенный Чарльзом Линдси, Дугом Брауном и Стюартом Джефферисом в 1993 году ^[28] — использует несколько различных методов анализа для получения выводов из данных наблюдений. ^[2]

• Спектральный метод Фурье -Ганкеля первоначально использовался для поиска поглощения волн солнечными пятнами. ^[29]
• Анализ кольцевой диаграммы , впервые представленный Фрэнком Хиллом, ^[30] используется для определения скорости и направления горизонтальных потоков под поверхностью Солнца путем наблюдения за доплеровскими сдвигами окружающих акустических волн из спектров мощности солнечных колебаний, вычисленных по участкам поверхности Солнца (обычно 15° × 15°). Таким образом, анализ кольцевой диаграммы является обобщением глобальной гелиосейсмологии, применяемой к локальным областям на Солнце (в отличие от половины Солнца). Например, скорость звука и адиабатический индекс можно сравнивать в магнитно-активных и неактивных (спокойное Солнце) областях. ^[31]
• Гелиосейсмология времени и расстояния ^[32] направлена ​​на измерение и интерпретацию времени прохождения солнечных волн между любыми двумя точками на поверхности Солнца. Неоднородности вблизи траектории луча, соединяющей два местоположения, возмущают время прохождения между этими двумя точками. Затем необходимо решить обратную задачу, чтобы вывести локальную структуру и динамику внутренней части Солнца. ^[33]
• Гелиосейсмическая голография , подробно представленная Чарльзом Линдси и Дугом Брауном для целей получения изображений с дальней стороны (магнитной), ^[34] является частным случаем фазочувствительной голографии. Идея заключается в использовании волнового поля на видимом диске для изучения активных областей на дальней стороне Солнца. Основная идея гелиосейсмической голографии заключается в том, что волновое поле, например, доплеровская скорость по лучу зрения, наблюдаемая на поверхности Солнца, может быть использовано для оценки волнового поля в любом месте внутри Солнца в любой момент времени. В этом смысле голография очень похожа на сейсмическую миграцию , метод в геофизике, который используется с 1940-х годов. В качестве другого примера, этот метод использовался для получения сейсмического изображения солнечной вспышки. ^[35]
• В прямом моделировании идея заключается в оценке подповерхностных потоков из прямой инверсии корреляций частоты и волнового числа, наблюдаемых в волновом поле в области Фурье. Вудард ^[36] продемонстрировал способность метода восстанавливать приповерхностные потоки f-мод.

Инверсия

Введение

Моды колебаний Солнца представляют собой дискретный набор наблюдений, чувствительных к его непрерывной структуре. Это позволяет ученым формулировать обратные задачи для внутренней структуры и динамики Солнца. При наличии эталонной модели Солнца различия между частотами его мод и частотами Солнца, если они малы, являются взвешенными средними различиями между структурой Солнца и эталонной моделью. Затем различия частот можно использовать для вывода этих структурных различий. Весовые функции этих средних известны как ядра .

Структура

Первые инверсии структуры Солнца были сделаны с использованием закона Дюваля ^[37] , а затем с использованием закона Дюваля, линеаризованного относительно эталонной солнечной модели. ^[38] Эти результаты впоследствии были дополнены анализами, которые линеаризуют полный набор уравнений, описывающих звездные колебания относительно теоретической эталонной модели ^{[18] [39] [40]} , и теперь являются стандартным способом инвертирования данных о частотах. ^{[41] [42]} Инверсии продемонстрировали различия в солнечных моделях, которые были значительно уменьшены путем внедрения гравитационного осаждения : постепенного разделения более тяжелых элементов по направлению к солнечному центру (и более легких элементов к поверхности для их замены). ^{[43] [44]}

Вращение

Профиль внутреннего вращения Солнца, выведенный с использованием данных с гелиосейсмического и магнитного имиджера на борту обсерватории солнечной динамики . Внутренний радиус был усечен там, где измерения менее точны, чем 1%, что происходит примерно на 3/4 пути к ядру. Пунктирная линия указывает основание зоны солнечной конвекции, которая совпадает с границей, на которой профиль вращения изменяется, известной как тахоклин.

Если бы Солнце было идеально сферическим, моды с различными азимутальными порядками m имели бы одинаковые частоты. Однако вращение нарушает это вырождение, и частоты мод различаются вращательными расщеплениями , которые являются средневзвешенными значениями угловой скорости через Солнце. Различные моды чувствительны к разным частям Солнца, и при наличии достаточного количества данных эти различия можно использовать для определения скорости вращения по всему Солнцу. ^[45] Например, если бы Солнце вращалось равномерно по всему Солнцу, все моды p были бы разделены примерно на одинаковую величину. На самом деле угловая скорость неравномерна, как можно видеть на поверхности, где экватор вращается быстрее полюсов. ^[46] Солнце вращается достаточно медленно, поэтому сферическая, невращающаяся модель достаточно близка к реальности для получения вращательных ядер.

Гелиосейсмология показала, что Солнце имеет профиль вращения с несколькими особенностями: ^[47]

• жестко вращающаяся лучистая (т.е. неконвективная) зона, хотя скорость вращения внутреннего ядра не очень хорошо известна;
• тонкий сдвиговой слой, известный как тахоклин , который разделяет жестко вращающуюся внутреннюю часть и дифференциально вращающуюся конвективную оболочку;
• конвективная оболочка, в которой скорость вращения меняется как в зависимости от глубины, так и от широты; и
• последний сдвиговой слой непосредственно под поверхностью, в котором скорость вращения замедляется по направлению к поверхности.

Связь с другими полями

Геосейсмология

Гелиосейсмология родилась из аналогии с геосейсмологией , но осталось несколько важных отличий. Во-первых, у Солнца нет твердой поверхности, и поэтому оно не может поддерживать сдвиговые волны . С точки зрения анализа данных глобальная гелиосейсмология отличается от геосейсмологии тем, что изучает только нормальные моды. Таким образом, локальная гелиосейсмология несколько ближе по духу к геосейсмологии в том смысле, что она изучает полное волновое поле.

Астросейсмология

Поскольку Солнце является звездой, гелиосейсмология тесно связана с изучением колебаний других звезд, известным как астросейсмология . Гелиосейсмология наиболее тесно связана с изучением звезд, колебания которых также приводятся в действие и гасятся их внешними конвективными зонами, известными как осцилляторы солнечного типа , но базовая теория в целом та же самая для других классов переменных звезд.

Главное отличие в том, что колебания в далеких звездах не могут быть разрешены. Поскольку более яркие и более темные секторы сферической гармоники компенсируются, это ограничивает астросейсмологию почти полностью изучением низкостепенных мод (угловая степень ). Это значительно затрудняет инверсию, но верхние пределы все еще могут быть достигнуты путем принятия более ограничительных предположений. ${\displaystyle \ell \leq 3}$

История

Солнечные колебания впервые наблюдались в начале 1960-х годов ^{[48] [49]} как квазипериодическое изменение интенсивности и скорости по лучу зрения с периодом около 5 минут. Ученые постепенно поняли, что колебания могут быть глобальными модами Солнца, и предсказали, что моды будут образовывать четкие гребни в двумерных спектрах мощности. ^{[50] [51]} Гребни впоследствии были подтверждены в наблюдениях мод высокой степени в середине 1970-х годов, ^{[52] [53]} и мультиплеты мод различных радиальных порядков были различены в наблюдениях за всем диском. ^{[13] [54]} В то же время Йорген Кристенсен-Дальсгаард и Дуглас Гоф предположили потенциал использования частот отдельных мод для определения внутренней структуры Солнца. ^[55] Они откалибровали солнечные модели по данным низкой степени ^[56], найдя два одинаково хороших соответствия, одно с низкой и соответствующей низкой скоростью производства нейтрино , другое с более высокой и ; Более ранние калибровки огибающей по частотам высокой степени ^{[57] [58]} предпочли последнее, но результаты не были полностью убедительными. Только когда Том Дюваль и Джек Харви ^[14] связали два крайних набора данных, измерив моды промежуточной степени, чтобы установить квантовые числа, связанные с более ранними наблюдениями, была установлена ​​более высокая модель, тем самым предполагая на этой ранней стадии, что решение проблемы нейтрино должно лежать в ядерной физике или физике частиц. ${\displaystyle Y}$ ${\displaystyle L_{\nu }}$ ${\displaystyle Y}$ ${\displaystyle L_{\nu }}$ ${\displaystyle Y}$

Новые методы инверсии, разработанные в 1980-х годах, позволили исследователям вывести профили скорости звука и, менее точно, плотности по большей части Солнца, подтвердив вывод о том, что остаточные ошибки в выводе солнечной структуры не являются причиной проблемы нейтрино. К концу десятилетия наблюдения также начали показывать, что частоты мод колебаний изменяются в зависимости от цикла магнитной активности Солнца . ^[59]

Чтобы преодолеть проблему невозможности наблюдения за Солнцем ночью, несколько групп начали собирать сети телескопов (например, Бирмингемская сеть солнечных колебаний , или BiSON, ^{[60] [61]} и Глобальная группа осцилляционной сети ^[62] ), из которых Солнце всегда было бы видно хотя бы одному узлу. Длительные непрерывные наблюдения привели область к зрелости, и состояние области было обобщено в специальном выпуске журнала Science за 1996 год . ^[63] Это совпало с началом нормальной работы Солнечной и гелиосферной обсерватории (SoHO), которая начала производить высококачественные данные для гелиосейсмологии.

В последующие годы проблема солнечных нейтрино была решена, и длительные сейсмические наблюдения начали позволять анализировать множественные циклы солнечной активности. ^[64] Согласие между стандартными солнечными моделями и гелиосейсмическими инверсиями ^[65] было нарушено новыми измерениями содержания тяжелых элементов в солнечной фотосфере, основанными на подробных трехмерных моделях. ^[66] Хотя позднее результаты сместились обратно к традиционным значениям, используемым в 1990-х годах, ^[67] новые содержания значительно ухудшили согласие между моделями и гелиосейсмическими инверсиями. ^[68] Причина расхождения остается нерешенной ^[24] и известна как проблема солнечного содержания .

Космические наблюдения SoHO продолжаются, и в 2010 году к SoHO присоединилась Обсерватория солнечной динамики (SDO), которая также непрерывно следит за Солнцем с момента начала своей деятельности. Кроме того, наземные сети (в частности, BiSON и GONG) продолжают работать, предоставляя практически непрерывные данные с Земли.

Смотрите также

• 160-минутный солнечный цикл
• Корональная сейсмология
• Дифференциальное вращение
• Дискосейсмология
• Разделение частот
• Магнитогравитационная волна
• волна Моретона
• Проблема солнечных нейтрино
• Солнечная башня (астрономия)
• Вращение звезд

Ссылки

1. Gough, DO; Kosovichev, AG; Toomre, J.; et al. (1996), "Сейсмическая структура Солнца", Science , 272 (5266): 1296–1300, Bibcode : 1996Sci...272.1296G, doi : 10.1126/science.272.5266.1296, PMID  8662458, S2CID  15996636
2. Gizon, L.; Birch, AC (2005), "Локальная гелиосейсмология", Living Reviews in Solar Physics , 2 (1): 6, Bibcode : 2005LRSP....2....6G, doi : 10.12942/lrsp-2005-6
3. Фукуда, Y.; Super-Kamiokande Collaboration (1998), "Доказательства осцилляции атмосферных нейтрино", Phys. Rev. Lett. , 81 (8): 1562–1567, arXiv : hep-ex/9807003 , Bibcode : 1998PhRvL..81.1562F, doi : 10.1103/PhysRevLett.81.1562
4. Бахколл, Дж. Н.; Конча, Гонсалес-Гарсия М.; Пе, на-Гарай К. (2001), «Глобальный анализ осцилляций солнечных нейтрино, включая измерение SNO CC», Журнал физики высоких энергий , 2001 (8): 014, arXiv : hep-ph/0106258 , Bibcode : 2001JHEP...08..014B, doi : 10.1088/1126-6708/2001/08/014, S2CID  6595480
5. Бахколл, Дж. Н. (2001), «Физика высоких энергий: нейтрино раскрывают раздвоение личности», Nature , 412 (6842): 29–31, Bibcode : 2001Natur.412...29B, doi : 10.1038/35083665, PMID  11452285, S2CID  205018839
6. Уэбб, Джонатан (6 октября 2015 г.). «Нейтринный „переворот“ выигрывает Нобелевскую премию по физике». BBC News .
7. Дюваль, TL Jr; Dziembowski, WA; Goode, PR; Gough, DO; Harvey, JW; Leibacher, JW (1984), "Внутреннее вращение Солнца", Nature , 310 (5972): 22–25, Bibcode : 1984Natur.310...22D, doi : 10.1038/310022a0, S2CID  4310140
8. Pijpers, FP (1998), "Гелиосейсмическое определение солнечного гравитационного квадрупольного момента", Mon. Not. R. Astron. Soc. , 297 (3): L76–L80, arXiv : astro-ph/9804258 , Bibcode : 1998MNRAS.297L..76P, doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01801.x , S2CID  14179539
9. Антиа, Х. М.; Читре, С. М.; Гоф, Д. О. (2008), «Временные изменения кинетической энергии вращения Солнца», Астрон. Астрофиз. , 477 (2): 657–663, arXiv : 0711.0799 , Bibcode : 2008A&A...477..657A, doi : 10.1051/0004-6361:20078209
10. Шпигель, Э.А.; Зан, Ж.-П. (1992), "Солнечный тахоклин", Астрономия и астрофизика , 265 : 106, Bibcode : 1992A&A...265..106S
11. Фань, И. (2009), «Магнитные поля в зоне солнечной конвекции», Living Reviews in Solar Physics , 6 (1): 4, Bibcode : 2009LRSP....6....4F, doi : 10.12942/lrsp-2009-4
12. Гоф, DO; Макинтайр, ME (1998), «Неизбежность магнитного поля внутри Солнца», Nature , 394 (6695): 755, Bibcode : 1998Natur.394..755G, doi : 10.1038/29472, S2CID  1365619
13. Grec, G.; Fossat, E.; Pomerantz, M. (1980), "Солнечные колебания: наблюдения полного диска с географического Южного полюса", Nature , 288 (5791): 541–544, Bibcode : 1980Natur.288..541G, doi : 10.1038/288541a0, S2CID  4345313
14. Duvall, Jr. TL; Harvey, JW (1983), "Наблюдения солнечных колебаний низкой и средней степени", Nature , 302 (5903): 24, Bibcode : 1983Natur.302...24D, doi : 10.1038/302024a0, S2CID  4274994
15. Кристенсен-Далсгаард, Дж.; Даппен, В.; Ажуков С.В.; Андерсон, скорая помощь; Антия, Ее Величество; Басу, С.; Батурин В.А.; Бертомье, Г.; Шабойе, Б.; Читре, С.М.; Кокс, АН; Демарк, П.; Донатович, Дж.; Дзембовский, Вашингтон; Габриэль, М.; Гоф, ДО; Гюнтер, Д.Б.; Гузик, Дж.А.; Харви, JW; Хилл, Ф.; Хоудек, Г.; Иглесиас, Калифорния; Косовичев А.Г.; Лейбахер, Дж.В.; Морель, П.; Проффитт, ЧР; Провост, Дж.; Райтер, Дж.; Роудс-младший, Э.Дж.; Роджерс, Ф.Дж.; Роксбург, Айленд; Томпсон, MJ; Ульрих, РК (1996), «Современное состояние моделирования Солнца», Science , 272 (5266): 1286–92, Bibcode : 1996Sci...272.1286C, doi : 10.1126/science.272.5266.1286, PMID  8662456, S2CID  35469049
16. Кристенсен-Дальсгаард, Дж.; Даппен, В.; Аджуков, С.В. и (1996), «Современное состояние моделирования Солнца», Science , 272 (5266): 1286–1292, Bibcode : 1996Sci...272.1286C, doi : 10.1126/science.272.5266.1286, PMID  8662456, S2CID  35469049
17. Аппуршо, Т.; Белкасем, К.; Брумхолл, AM; Чаплин, WJ; Гоф, ДО; Хоудек, Г.; Провост, Дж.; Боден, Ф.; Бумье, П.; Элсворт, Ю.; Гарсиа, РА; Андерсен, Б.Н.; Финстерл, В.; Фрёлих, К.; Габриэль, А.; Грек, Г.; Хименес, А.; Косовичев А.; Секий, Т.; Тутен, Т.; Turck-Chi\`eze, S. (2010), «Поиск солнечных g-мод», Astronomy and Astrophysics Review , 18 (1–2): 197, arXiv : 0910.0848 , Bibcode : 2010A&ARv..18..197A , doi :10.1007/s00159-009-0027-z, S2CID  119272874
18. Gough, DO (1984), "Теория обратной солнечной активности", Solar Seismology from Space (ред. RK Ulrich, JPL Publ., Pasadena) , 84–84: 49–78, Bibcode : 1984sses.nasa...49G
19. Garc\'\ia, RA; Turck-Chi\`eze, S.; Jiménez-Reyes, SJ; Ballot, J.; Pallé, PL; Eff-Darwich, A.; Mathur, S.; Provost, J. (2007), "Отслеживание солнечных гравитационных режимов: динамика солнечного ядра", Science , 316 (5831): 1591–3, Bibcode : 2007Sci...316.1591G, doi : 10.1126/science.1140598, PMID  17478682, S2CID  35285705
20. Фоссат, Э.; Бумье, П.; Корбард, Т.; Провост, Дж.; Салаберт, Д.; Шмидер, FX; Габриэль, АХ; Грек, Г.; Рено, К.; Робийо, JM; Рока-Кортес, Т.; Турк-Чьезе, С.; Ульрих, РК; Лазрек, М. (2017), «Асимптотические g-моды: доказательства быстрого вращения солнечного ядра», Астрономия и астрофизика , 604 : A40, arXiv : 1708.00259 , Bibcode : 2017A&A...604A..40F, doi :10.1051/0004-6361/201730460, S2CID  53498421
21. Шункер, Х.; Шу, Дж.; Гольм, П.; Гизон, Л. (2018), «Хрупкое обнаружение солнечных g-мод Фоссатом и др.», Solar Physics , 293 (6): 95, arXiv : 1804.04407 , Bibcode : 2018SoPh..293...95S, doi : 10.1007/с11207-018-1313-6
22. Шеррер, PH; Гоф, DO (2019), «Критическая оценка недавних заявлений, касающихся вращения Солнца», Astrophysical Journal , 877 (1): 42–53, arXiv : 1904.02820 , Bibcode : 2019ApJ...877...42S, doi : 10.3847/1538-4357/ab13ad , S2CID  102351083
23. Gough, DO (1982), «Обзор теории солнечных колебаний и ее последствий, касающихся внутренней структуры Солнца», в книге « Пульсации в классических и катаклизмических переменных звездах» (ред. JP Cox и CJ Hansen, JILA, Боулдер) : 117–137, Bibcode : 1982pccv.conf..117G
24. Gough, DO (2003), «Чему мы научились из гелиосейсмологии, чему мы действительно научились и чему мы стремимся научиться?», Solar Physics , 287 (1–2): 9–41, arXiv : 1210.0820 , doi : 10.1007/s11207-012-0099-1, S2CID  119291920
25. Косовичев, AG; Кристенсен-Дальсгаард, J.; Деппен, W.; Джимбовски, WA; Гоф, DO; Томпсон, MJ (1992), "Источники неопределенности в прямых сейсмологических измерениях содержания солнечного гелия" (PDF) , Mon. Not. R. Astron. Soc. , 259 (3): 536–558, Bibcode :1992MNRAS.259..536K, doi : 10.1093/mnras/259.3.536
26. Houdek, G.; Gough, DO (2011), «О сейсмическом возрасте и обилии тяжелых элементов на Солнце», Mon. Not. R. Astron. Soc. , 418 (2): 1217–1230, arXiv : 1108.0802 , Bibcode : 2011MNRAS.418.1217H, doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19572.x
27. Родс, младший EJ; Косовичев, AG; Шоу, J.; и др. (1997), "Измерения частот солнечных колебаний с помощью программы MDI Medium-l", Solar Physics , 175 (2): 287, Bibcode : 1997SoPh..175..287R, doi : 10.1023/A: 1004963425123, S2CID  51790986
28. Линдси, К.; Браун, Д.К.; Джефферис, С.М. (январь 1993 г.). TM Brown (ред.). "Локальная гелиосейсмология подповерхностной структуры" в "GONG 1992. Сейсмическое исследование Солнца и звезд" . Серия конференций астрономического общества Тихого океана. Том 42. С. 81–84. Bibcode : 1993ASPC...42...81L. ISBN 978-0-937707-61-6. {{cite book}}: |journal=проигнорировано ( помощь )
29. Браун, DC; Дюваль-младший, TL; Лабонте, BJ (август 1987 г.). «Акустическое поглощение солнечными пятнами». The Astrophysical Journal . 319 : L27–L31. Bibcode : 1987ApJ...319L..27B. doi : 10.1086/184949.
30. Хилл, Ф. (октябрь 1988 г.). «Кольца и трубы — трехмерные спектры мощности солнечных колебаний». Astrophysical Journal . 333 : 996–1013. Bibcode : 1988ApJ...333..996H. doi : 10.1086/166807.
31. Basu, S.; Antia, HM; Bogart, RS (август 2004 г.). «Анализ кольцевой диаграммы структуры активных областей Солнца». The Astrophysical Journal . 610 (2): 1157–1168. Bibcode : 2004ApJ...610.1157B. doi : 10.1086/421843 .
32. Дюваль-младший, TL; Джефферис, SM; Харви, JW; Померанц, MA (апрель 1993 г.). «Гелиосейсмология времени и расстояния». Nature . 362 (6419): 430–432. Bibcode :1993Natur.362..430D. doi :10.1038/362430a0. hdl : 2060/20110005678 . S2CID  4244835.
33. Дженсен, Дж. М. (2003), «Время-расстояние: что оно нам говорит?», Gong+ 2002. Локальная и глобальная гелиосейсмология: настоящее и будущее , 517 : 61, Bibcode : 2003ESASP.517...61J
34. Браун, Д.К.; Линдси, К. (2001), «Сейсмическая визуализация дальнего полушария Солнца», Astrophysical Journal Letters , 560 (2): L189, Bibcode : 2001ApJ...560L.189B, doi : 10.1086/324323
35. Donea, A.-C.; Braun, DC; Lindsey, C. (март 1999). "Сейсмические изображения солнечной вспышки". The Astrophysical Journal . 513 (2): L143–L146. Bibcode : 1999ApJ...513L.143D. doi : 10.1086/311915 .
36. Woodard, MF (январь 2002 г.). «Солнечный подповерхностный поток, выведенный непосредственно из корреляций частоты и волнового числа в поле сейсмической скорости». The Astrophysical Journal . 565 (1): 634–639. Bibcode :2002ApJ...565..634W. CiteSeerX 10.1.1.513.1704 . doi :10.1086/324546. S2CID  122970114. 
37. Кристенсен-Дальсгаард, Дж.; Дюваль, младший TL; Гоф, DO; Харви, Дж. В.; Родс, младший EJ (1985), "Скорость звука в недрах Солнца", Nature , 315 (6018): 378, Bibcode : 1985Natur.315..378C, doi : 10.1038/315378a0, S2CID  4338576
38. Кристенсен-Дальсгаард, Дж.; Томпсон, М.Дж.; Гоф, Д.О. (1989), «Дифференциальные асимптотические инверсии скорости звука», MNRAS , 238 (2): 481–502, Bibcode : 1989MNRAS.238..481C, doi : 10.1093/mnras/238.2.481
39. Dziembowski, WA; Pamyatnykh, AA; Sienkiewicz, R. (1990), "Модель Солнца из гелиосейсмологии и проблема потока нейтрино", Mon. Not. R. Astron. Soc. , 244 : 542–550, Bibcode :1990MNRAS.244..542D
40. Антиа, Х. М.; Басу, С. (1994), "Неасимптотическая гелиосейсмическая инверсия для солнечной структуры", Серия приложений к астрономии и астрофизике , 107 : 421, Bibcode : 1994A&AS..107..421A
41. Gough, DO; Thompson, MJ (1991), "Проблема инверсии", в AN Cox; WC Livingston; MS Matthews (ред.), Недра и атмосфера Солнца , Тусон: University of Arizona Press, стр. 519–561, Bibcode : 1991sia..book..519G
42. Басу, С. (2016), «Глобальная сейсмология Солнца», Living Reviews in Solar Physics , 13 (1): 2, arXiv : 1606.07071 , Bibcode : 2016LRSP...13....2B, doi : 10.1007/s41116-016-0003-4, S2CID  118486913
43. Кокс, AN; Гузик, JA; Кидман, RB (1989), "Колебания солнечных моделей с внутренней диффузией элементов", Astrophysical Journal , 342 : 1187, Bibcode : 1989ApJ...342.1187C, doi : 10.1086/167675, S2CID  122535514
44. Кристенсен-Дальсгаард, Дж.; Проффитт, К. Р.; Томпсон, М. Дж. (1993), «Влияние диффузии на солнечные модели и частоты их колебаний» (PDF) , Astrophysical Journal Letters , 403 : L75, Bibcode : 1993ApJ...403L..75C, doi : 10.1086/186725
45. Томпсон, М. Дж.; Кристенсен-Дальсгаард, Дж.; Миш, М. С.; Тоомре, Дж. (2003), «Внутреннее вращение Солнца», Annual Review of Astronomy & Astrophysics , 41 : 599–643, Bibcode : 2003ARA&A..41..599T, doi : 10.1146/annurev.astro.41.011802.094848, S2CID  123622875
46. Бек, Дж. Г. (2000), «Сравнение измерений дифференциального вращения - (Приглашенный обзор)», Solar Physics , 191 (1): 47–70, Bibcode : 2000SoPh..191...47B, doi : 10.1023/A:1005226402796, S2CID  118030329
47. Хау, Р. (2009), «Внутреннее вращение Солнца и его вариация», Living Reviews in Solar Physics , 6 (1): 1, arXiv : 0902.2406 , Bibcode : 2009LRSP....6....1H, doi : 10.12942/lrsp-2009-1 , S2CID  10532243
48. Лейтон, Р. Б.; Нойес, Р. В.; Саймон, Г. В. (1962), «Поля скоростей в солнечной атмосфере. I. Предварительный отчет», Astrophysical Journal , 135 : 474, Bibcode : 1962ApJ...135..474L, doi : 10.1086/147285
49. Эванс, Дж. В.; Михард, Р. (1962), «Наблюдательное исследование макроскопических неоднородностей в солнечной атмосфере. III. Вертикальные колебательные движения в солнечной фотосфере», Astrophysical Journal , 136 : 493, Bibcode : 1962ApJ...136..493E, doi : 10.1086/147403
50. Лейбахер, Дж. В.; Стайн, Р. Ф. (1971), «Новое описание солнечного пятиминутного колебания», Astrophysical Letters , 7 : 191, Bibcode : 1971ApL.....7..191L
51. Ульрих, РК (1970), «Пятиминутные колебания на поверхности Солнца», Astrophysical Journal , 162 : 993, Bibcode : 1970ApJ...162..993U, doi : 10.1086/150731, S2CID  17225920
52. Дойбнер, Ф.-Л. (1975), "Наблюдения за нерадиальными собственными модами Солнца с низким волновым числом", Астрономия и астрофизика , 44 (2): 371, Bibcode : 1975A&A....44..371D
53. Rhodes, Jr. EJ; Ulrich, RK; Simon, GW (1977), "Наблюдения нерадиальных колебаний p-моды на Солнце", Astrophysical Journal , 218 : 901, Bibcode : 1977ApJ...218..901R, doi : 10.1086/155745, S2CID  115143527
54. Клавери, А.; Айзек, GR; Маклеод, CP; ван, дер Раай HB; Кортес, TR (1979), «Структура Солнца по глобальным исследованиям 5-минутного колебания», Nature , 282 (5739): 591–594, Bibcode : 1979Natur.282..591C, doi : 10.1038/282591a0, S2CID  4342247
55. Кристенсен-Дальсгаард, Дж.; Гоф, Д.О. (1976), «К гелиологической обратной задаче», Nature , 259 (5539): 89, Bibcode : 1976Natur.259...89C, doi : 10.1038/259089a0, S2CID  10540902
56. Кристенсен-Дальсгаард, Дж.; Гоф, Д.О. (1981), "Сравнение наблюдаемых частот колебаний всего солнечного диска с предсказаниями последовательности солнечных моделей", Астрон. Астрофиз. , 104 (2): 173–176, Bibcode : 1981A&A...104..173C
57. Гоф, DO (1977), «Отдельные замечания о солнечной гидродинамике», Proc. IAU Colloq. 36 : 3–36, Bibcode :1977ebhs.coll....3G
58. Rhodes, Jr. EJ; Ulrich, RK (1977), "Чувствительность собственных частот нерадиальной моды p к структуре солнечной оболочки", Astrophysical Journal , 218 : 521–529, Bibcode : 1977ApJ...218..521U, doi : 10.1086/155705
59. Либбрехт, К.Г.; Вудард, М.Ф. (1990), «Влияние солнечного цикла на частоты солнечных колебаний», Nature , 345 (6278): 779, Bibcode : 1990Natur.345..779L, doi : 10.1038/345779a0, S2CID  4305062
60. Aindow, A.; Elsworth, YP; Isaak, GR; McLeod, CP; New, R.; Vanderraay, HB (1988), "Текущее состояние солнечной сейсмологической сети Бирмингема", Seismology of the Sun and Sun-Like Stars , 286 : 157, Bibcode : 1988ESASP.286..157A
61. Чаплин, WJ; Элсворт, Y.; Хау, R.; Айзек, GR; Маклеод, CP; Миллер, BA; ван, дер Раай HB; Уилер, SJ; Нью, R. (1996), "BiSON Performance", Solar Physics , 168 (1): 1, Bibcode : 1996SoPh..168....1C, doi : 10.1007/BF00145821, S2CID  189828557
62. Харви, Дж. У.; Хилл, Ф.; Кеннеди, Дж. Р.; Лейбахер, Дж. У.; Ливингстон, WC (1988), "Группа глобальной колебательной сети (GONG)", Достижения в космических исследованиях , 8 (11): 117, Bibcode : 1988AdSpR...8k.117H, doi : 10.1016/0273-1177(88)90304-3)
63. "Специальный выпуск: GONG Helioseismology", Science , 272 (5266), 1996
64. Чаплин, В. Дж.; Элсворт, И.; Миллер, Б. А.; Вернер, Г. А.; Нью, Р. (2007), «Частоты солнечной p-моды в течение трех солнечных циклов», Astrophysical Journal , 659 (2): 1749, Bibcode : 2007ApJ...659.1749C, doi : 10.1086/512543
65. Бахколл, Дж. Н.; Пинсонно, М. Х.; Басу, С. (2001), «Солнечные модели: текущая эпоха и временные зависимости нейтрино и гелиосейсмологические свойства», Astrophysical Journal , 555 (2): 990–1012, arXiv : astro-ph/0010346 , Bibcode : 2001ApJ...555..990B, doi : 10.1086/321493, S2CID  13798091
66. Асплунд, М.; Гревесс, Н.; Соваль, А.Дж. (2005), «Солнечный химический состав», Космическое изобилие как свидетельства звездной эволюции и нуклеосинтеза , 336 : 25, Bibcode : 2005ASPC..336...25A
67. Асплунд, М.; Гревесс, Н.; Соваль, А. Дж.; Скотт, П. (2009), «Химический состав Солнца», Annual Review of Astronomy & Astrophysics , 47 (1): 481–522, arXiv : 0909.0948 , Bibcode : 2009ARA&A..47..481A, doi : 10.1146/annurev.astro.46.060407.145222, S2CID  17921922
68. Бахколл, Дж. Н.; Басу, С.; Пинсонно, М.; Серенелли, А. М. (2005), «Гелиосейсмологические следствия недавних определений солнечного изобилия», Astrophysical Journal , 618 (2): 1049–1056, arXiv : astro-ph/0407060 , Bibcode : 2005ApJ...618.1049B, doi : 10.1086/426070, S2CID  2412268

Внешние ссылки

• Нетехническое описание гелио- и астросейсмологии, получено в ноябре 2009 г.
• Gough, DO (2003). «Производство солнечных нейтрино». Annales Henri Poincaré . 4 (S1): 303–317. Bibcode : 2003AnHP....4..303G. doi : 10.1007/s00023-003-0924-z . S2CID  195335212.
• Gizon, Laurent; Birch, Aaron C. (2005). "Local Helioseismology". Living Rev. Sol. Phys . 2 (1): 6. Bibcode :2005LRSP....2....6G. doi : 10.12942/lrsp-2005-6 .
• Ученые опубликовали беспрецедентный прогноз следующего цикла солнечной активности. Пресс-релиз Национального научного фонда, 6 марта 2006 г.
• Miesch, Mark S. (2005). "Крупномасштабная динамика конвективной зоны и тахоклина". Living Rev. Sol. Phys . 2 (1): 1. Bibcode :2005LRSP....2....1M. doi : 10.12942/lrsp-2005-1 .
• Европейская сеть гелио- и астросейсмологии (HELAS)
• Изображения Солнца с обратной и земной стороны
• Живые обзоры по физике Солнца Архивировано 29.09.2010 на Wayback Machine
• Гелиосейсмология и астросейсмология в MPS

Спутниковые приборы

• ДЕВА
• СОИ/МДИ
• СДО/ЧМИ
• СЛЕД

Наземные приборы

• БиСОН
• Марк-1
• ГОНГ
• HiDHN

Дальнейшее чтение

• Кристенсен-Дальсгаард, Йорген. "Lecture notes on stellar osculations". Архивировано из оригинала 1 июля 2018 года . Получено 5 июня 2015 года .
• Пайперс, Фрэнк П. (2006). Методы в гелио- и астросейсмологии . Лондон: Imperial College Press. ISBN 978-1-8609-4755-1.