heliosismología

terremoto

La heliosismología , término acuñado por Douglas Gough , es el estudio de la estructura y dinámica del Sol a través de sus oscilaciones. Estos son causados ​​principalmente por ondas sonoras que son continuamente impulsadas y amortiguadas por la convección cerca de la superficie del Sol. Es similar a la geosismología , o a la astrosismología (también acuñada por Gough), que son respectivamente los estudios de la Tierra o de las estrellas a través de sus oscilaciones. Si bien las oscilaciones del Sol se detectaron por primera vez a principios de la década de 1960, no fue hasta mediados de la década de 1970 que se dio cuenta de que las oscilaciones se propagaban por todo el Sol y podían permitir a los científicos estudiar el interior profundo del Sol. El campo moderno se divide en heliosismología global , que estudia los modos resonantes del Sol directamente, ^[1] y heliosismología local , que estudia la propagación de las ondas componentes cerca de la superficie del Sol. ^[2]

La heliosismología ha contribuido a una serie de avances científicos. El más notable fue demostrar que el flujo de neutrinos provenientes del Sol previsto no podía ser causado por fallas en los modelos estelares, sino que debía ser un problema de física de partículas . El llamado problema de los neutrinos solares finalmente se resolvió mediante oscilaciones de neutrinos . ^{[3] [4] [5]} El descubrimiento experimental de las oscilaciones de neutrinos fue reconocido con el Premio Nobel de Física de 2015 . ^[6] La heliosismología también permitió mediciones precisas de los momentos cuadrupolares (y de orden superior) del potencial gravitacional del Sol, ^{[7] [8] [9]} que son consistentes con la Relatividad General . Los primeros cálculos heliosísmicos del perfil de rotación interna del Sol mostraron una separación aproximada en un núcleo que gira rígidamente y una envoltura que gira diferencialmente. La capa límite ahora se conoce como tacoclina ^[10] y se cree que es un componente clave de la dinamo solar . ^[11] Aunque coincide aproximadamente con la base de la zona de convección solar, también inferida a través de la heliosismología, es conceptualmente distinta, ya que es una capa límite en la que hay un flujo meridional conectado con la zona de convección e impulsado por la interacción entre baroclinicidad y subraya Maxwell. ^[12]

La heliosismología se beneficia más de la vigilancia continua del Sol, que comenzó primero con observaciones ininterrumpidas desde cerca del Polo Sur durante el verano austral. ^{[13] [14]} Además, las observaciones de múltiples ciclos solares han permitido a los heliosismólogos estudiar los cambios en la estructura del Sol durante décadas. Estos estudios son posibles gracias a redes globales de telescopios como el Global Oscillations Network Group (GONG) y la Birmingham Solar Oscillations Network (BiSON), que han estado operando durante varias décadas.

Tipos de oscilación solar

Ilustración de un modo de presión solar (modo p) con orden radial n=14, grado angular l=20 y orden azimutal m=16. La superficie muestra el armónico esférico correspondiente. El interior muestra el desplazamiento radial calculado utilizando un modelo solar estándar. ^[15] Tenga en cuenta que el aumento en la velocidad del sonido a medida que las ondas se acercan al centro del Sol provoca un aumento correspondiente en la longitud de onda acústica.

Los modos de oscilación solar se interpretan como vibraciones resonantes de un fluido autogravitante aproximadamente esféricamente simétrico en equilibrio hidrostático. Cada modo puede entonces representarse aproximadamente como el producto de una función de radio y un armónico esférico y, en consecuencia, puede caracterizarse mediante los tres números cuánticos que etiquetan: ${\displaystyle r}$ ${\displaystyle Y_{l}^{m}(\theta ,\phi )}$

• el número de capas nodales en el radio, conocido como orden radial ; ${\displaystyle n}$
• el número total de círculos nodales en cada capa esférica, conocido como grado angular ; y ${\displaystyle \ell }$
• el número de esos círculos nodales que son longitudinales, conocido como orden azimutal . ${\displaystyle m}$

Se puede demostrar que las oscilaciones se separan en dos categorías: oscilaciones interiores y una categoría especial de oscilaciones superficiales. Más concretamente, existen:

Modos de presión (modos p)

Los modos de presión son, en esencia, ondas sonoras estacionarias. La fuerza restauradora dominante es la presión (en lugar de la flotabilidad), de ahí el nombre. Todas las oscilaciones solares que se utilizan para hacer inferencias sobre el interior son modos p, con frecuencias entre aproximadamente 1 y 5 milihercios y grados angulares que van desde cero (movimiento puramente radial) hasta el orden . En términos generales, sus densidades de energía varían con el radio inversamente proporcional a la velocidad del sonido, por lo que sus frecuencias de resonancia están determinadas predominantemente por las regiones exteriores del Sol. En consecuencia, es difícil deducir de ellos la estructura del núcleo solar. ${\displaystyle 10^{3}}$

Un diagrama de propagación para un modelo solar estándar ^[16] que muestra dónde las oscilaciones tienen un carácter de modo g (azul) o dónde los modos dipolo tienen un carácter de modo p (naranja). La línea discontinua muestra la frecuencia de corte acústica, calculada a partir de un modelado más preciso, y por encima de la cual los modos no quedan atrapados en la estrella y, en términos generales, no resuenan.

Modos de gravedad (modos g)

Los modos de gravedad están confinados a regiones convectivamente estables, ya sea el interior radiativo o la atmósfera. La fuerza recuperadora es predominantemente la flotabilidad y, por tanto, indirectamente la gravedad, de la que toman su nombre. Son evanescentes en la zona de convección y, por lo tanto, los modos interiores tienen amplitudes pequeñas en la superficie y son extremadamente difíciles de detectar e identificar. ^[17] Desde hace tiempo se reconoce que la medición de incluso unos pocos modos g podría aumentar sustancialmente nuestro conocimiento del interior profundo del Sol. ^[18] Sin embargo, todavía no se ha medido de manera inequívoca ningún modo g individual, aunque se han reivindicado y cuestionado detecciones indirectas ^{[19] [20] . [21] [22]} Además, puede haber modos de gravedad similares confinados a la atmósfera convectivamente estable.

Modos de gravedad superficial (modos f)

Las ondas de gravedad superficiales son análogas a las ondas en aguas profundas y tienen la propiedad de que la perturbación de presión lagrangiana es esencialmente cero. Son de alto grado , penetrando una distancia característica , donde está el radio solar. Con buena aproximación, obedecen a la llamada ley de dispersión de ondas en aguas profundas: , independientemente de la estratificación del Sol, donde es la frecuencia angular, es la gravedad superficial y es el número de onda horizontal, ^[23] y tienden asintóticamente a esa relación como . ${\displaystyle \ell }$ ${\displaystyle R/\ell }$ ${\displaystyle R}$ ${\displaystyle \omega ^{2}=gk_{\rm {h}}}$ ${\displaystyle \omega }$ ${\displaystyle g}$ ${\displaystyle k_{\rm {h}}=\ell /R}$ ${\displaystyle k_{\rm {h}}\rightarrow \infty }$

¿Qué puede revelar la sismología?

Las oscilaciones que se han utilizado con éxito en la sismología son esencialmente adiabáticas. Por lo tanto, su dinámica es la acción de las fuerzas de presión (más las supuestas tensiones de Maxwell) contra la materia con densidad de inercia , que a su vez depende de la relación entre ellas bajo un cambio adiabático, generalmente cuantificada mediante el (primer) exponente adiabático . Los valores de equilibrio de las variables y (junto con la velocidad angular dinámicamente pequeña y el campo magnético ) están relacionados por la restricción del soporte hidrostático, que depende de la masa total y el radio del Sol. Evidentemente, las frecuencias de oscilación dependen únicamente de las variables sísmicas , , y , o de cualquier conjunto independiente de funciones de ellas. En consecuencia, sólo sobre estas variables se puede derivar información directamente. El cuadrado de la velocidad del sonido adiabático, , es una función comúnmente adoptada, porque es la cantidad de la que depende principalmente la propagación acústica. ^[24] Las propiedades de otras cantidades no sísmicas, como la abundancia de helio ^[25] o la edad de la secuencia principal ^[26] , sólo pueden inferirse complementándolas con suposiciones adicionales, lo que hace que el resultado sea más incierto. ${\displaystyle p}$ ${\displaystyle \rho }$ ${\displaystyle \gamma _{1}}$ ${\displaystyle p}$ ${\displaystyle \rho }$ ${\displaystyle \Omega }$ ${\displaystyle {\rm {B}}}$ ${\displaystyle M}$ ${\displaystyle R}$ ${\displaystyle \omega }$ ${\displaystyle \rho (p,\Omega ,{\rm {B)}}}$ ${\displaystyle \gamma _{1}}$ ${\displaystyle \Omega }$ ${\displaystyle {\rm {B}}}$ ${\displaystyle c^{2}=\gamma _{1}p/\rho }$ ${\displaystyle Y}$ ${\displaystyle t_{\odot }}$

Análisis de los datos

Heliosismología global

Espectro de energía del Sol utilizando datos de instrumentos a bordo del Observatorio Solar y Heliosférico en ejes doblemente logarítmicos. Las tres bandas de paso del instrumento VIRGO/SPM muestran casi el mismo espectro de potencia. Las observaciones de velocidad en la línea de visión de GOLF son menos sensibles al ruido rojo producido por la granulación . Todos los conjuntos de datos muestran claramente los modos de oscilación alrededor de 3 mHz.

Espectro de potencia del Sol alrededor de donde los modos tienen máxima potencia, utilizando datos de los instrumentos GOLF y VIRGO/SPM a bordo del Observatorio Solar y Heliosférico. Los modos de bajo grado (l<4) muestran un patrón claro en forma de peine con un espaciado regular.

Espectro de potencia de oscilaciones solares de grado angular medio ( ), calculado durante 144 días de datos del instrumento MDI a bordo de SOHO . ^[27] La ​​escala de colores es logarítmica y saturada a una centésima parte de la potencia máxima en la señal, para hacer más visibles los modos. La región de baja frecuencia está dominada por la señal de granulación. A medida que aumenta el grado angular, las frecuencias de los modos individuales convergen en crestas claras, cada una de las cuales corresponde a una secuencia de modos de orden inferior. ${\displaystyle 0\leq \ell <300}$

La principal herramienta para analizar los datos sísmicos brutos es la transformada de Fourier . Para una buena aproximación, cada modo es un oscilador armónico amortiguado, para el cual la potencia en función de la frecuencia es una función de Lorentz . Los datos resueltos espacialmente generalmente se proyectan sobre los armónicos esféricos deseados para obtener series temporales que luego se transforman de Fourier. Los heliosismólogos suelen combinar los espectros de potencia unidimensionales resultantes en un espectro bidimensional.

El rango de frecuencia más bajo de las oscilaciones está dominado por las variaciones provocadas por la granulación . Esto primero debe filtrarse antes (o al mismo tiempo) que se analizan los modos. Los flujos granulares en la superficie solar son en su mayoría horizontales, desde los centros de los gránulos ascendentes hasta las estrechas corrientes descendentes entre ellos. En relación con las oscilaciones, la granulación produce una señal más intensa en intensidad que la velocidad de la línea de visión, por lo que se prefiere esta última para los observatorios heliosísmicos.

heliosismología local

La heliosismología local, término acuñado por Charles Lindsey, Doug Braun y Stuart Jefferies en 1993 ^[28] , emplea varios métodos de análisis diferentes para hacer inferencias a partir de los datos de observación. ^[2]

• El método espectral de Fourier-Hankel se utilizó originalmente para buscar la absorción de ondas por parte de las manchas solares. ^[29]
• El análisis de diagrama de anillos , introducido por primera vez por Frank Hill, ^[30] se utiliza para inferir la velocidad y la dirección de los flujos horizontales debajo de la superficie solar mediante la observación de los cambios Doppler de las ondas acústicas ambientales a partir de los espectros de potencia de las oscilaciones solares calculados sobre parches de la superficie solar. superficie (normalmente 15° × 15°). Por tanto, el análisis de diagrama de anillos es una generalización de la heliosismología global aplicada a áreas locales del Sol (a diferencia de la mitad del Sol). Por ejemplo, la velocidad del sonido y el índice adiabático se pueden comparar dentro de regiones magnéticamente activas e inactivas (Sol tranquilo). ^[31]
• La heliosismología tiempo-distancia ^[32] tiene como objetivo medir e interpretar los tiempos de viaje de las ondas solares entre dos lugares cualesquiera de la superficie solar. Las faltas de homogeneidad cerca de la trayectoria del rayo que conecta las dos ubicaciones perturban el tiempo de viaje entre esos dos puntos. Luego se debe resolver un problema inverso para inferir la estructura local y la dinámica del interior solar. ^[33]
• La holografía heliosísmica , introducida en detalle por Charles Lindsey y Doug Braun con el fin de obtener imágenes del lado lejano (magnéticas), ^[34] es un caso especial de holografía sensible a la fase. La idea es utilizar el campo de ondas del disco visible para conocer las regiones activas en la cara oculta del Sol. La idea básica en holografía heliosísmica es que el campo de ondas, por ejemplo, la velocidad Doppler en la línea de visión observada en la superficie solar, puede usarse para hacer una estimación del campo de ondas en cualquier lugar del interior solar en cualquier instante. En este sentido, la holografía se parece mucho a la migración sísmica , una técnica de la geofísica que se utiliza desde la década de 1940. Como otro ejemplo, esta técnica se ha utilizado para dar una imagen sísmica de una erupción solar. ^[35]
• En el modelado directo , la idea es estimar los flujos subterráneos a partir de la inversión directa de las correlaciones frecuencia-número de onda observadas en el campo de ondas en el dominio de Fourier. Woodard ^[36] demostró la capacidad de la técnica para recuperar flujos cercanos a la superficie en los modos f.

inversión

Introducción

Los modos de oscilación del Sol representan un conjunto discreto de observaciones que son sensibles a su estructura continua. Esto permite a los científicos formular problemas inversos para la estructura y dinámica interior del Sol. Dado un modelo de referencia del Sol, las diferencias entre sus frecuencias modales y las del Sol, si son pequeñas, son promedios ponderados de las diferencias entre la estructura del Sol y la del modelo de referencia. Luego, las diferencias de frecuencia se pueden utilizar para inferir esas diferencias estructurales. Las funciones de ponderación de estos promedios se conocen como núcleos .

Estructura

Las primeras inversiones de la estructura del Sol se realizaron utilizando la ley de Duvall ^[37] y posteriormente utilizando la ley de Duvall linealizada sobre un modelo solar de referencia. ^[38] Estos resultados se complementaron posteriormente con análisis que linealizan el conjunto completo de ecuaciones que describen las oscilaciones estelares sobre un modelo de referencia teórico ^{[18] [39] [40]} y ahora son una forma estándar de invertir datos de frecuencia. ^{[41] [42]} Las inversiones demostraron diferencias en los modelos solares que se redujeron en gran medida mediante la implementación de asentamiento gravitacional : la separación gradual de elementos más pesados ​​hacia el centro solar (y elementos más ligeros hacia la superficie para reemplazarlos). ^{[43] [44]}

Rotación

El perfil de rotación interna del Sol se dedujo utilizando datos del Heliosismic and Magnetic Imager a bordo del Observatorio de Dinámica Solar . El radio interior se ha truncado donde las mediciones son menos seguras que el 1%, lo que ocurre alrededor de 3/4 del camino hasta el núcleo. La línea discontinua indica la base de la zona de convección solar, que coincide con el límite en el que cambia el perfil de rotación, conocido como tacoclina.

Si el Sol fuera perfectamente esférico, los modos con diferentes órdenes azimutales m tendrían las mismas frecuencias. La rotación, sin embargo, rompe esta degeneración y las frecuencias de los modos difieren mediante divisiones rotacionales que son promedios ponderados de la velocidad angular a través del Sol. Los diferentes modos son sensibles a diferentes partes del Sol y, con suficientes datos, estas diferencias pueden usarse para inferir la velocidad de rotación en todo el Sol. ^[45] Por ejemplo, si el Sol estuviera girando uniformemente en todas partes, todos los modos p se dividirían aproximadamente en la misma cantidad. En realidad, la velocidad angular no es uniforme, como se puede ver en la superficie, donde el ecuador gira más rápido que los polos. ^[46] El Sol gira lo suficientemente lento como para que un modelo esférico y no giratorio esté lo suficientemente cerca de la realidad para derivar los núcleos rotacionales.

La heliosismología ha demostrado que el Sol tiene un perfil de rotación con varias características: ^[47]

• una zona radiativa (es decir, no convectiva) que gira rígidamente, aunque la velocidad de rotación del núcleo interno no se conoce bien;
• una fina capa de corte, conocida como tacoclina , que separa el interior que gira rígidamente y la envoltura convectiva que gira diferencialmente;
• una envoltura convectiva en la que la velocidad de rotación varía tanto con la profundidad como con la latitud; y
• una capa de corte final justo debajo de la superficie, en la que la velocidad de rotación se ralentiza hacia la superficie.

Relación con otros campos

Geosismología

La heliosismología nació de una analogía con la geosismología , pero persisten varias diferencias importantes. En primer lugar, el Sol carece de una superficie sólida y, por tanto, no puede soportar ondas transversales . Desde la perspectiva del análisis de datos, la heliosismología global se diferencia de la geosismología en que estudia únicamente los modos normales. Por tanto, la heliosismología local tiene un espíritu algo más cercano a la geosismología, en el sentido de que estudia el campo de ondas completo.

astrosismología

Debido a que el Sol es una estrella, la heliosismología está estrechamente relacionada con el estudio de las oscilaciones en otras estrellas, conocida como astrosismología . La heliosismología está más estrechamente relacionada con el estudio de estrellas cuyas oscilaciones también son impulsadas y amortiguadas por sus zonas de convección externas, conocidas como osciladores de tipo solar , pero la teoría subyacente es, en términos generales, la misma para otras clases de estrellas variables.

La principal diferencia es que las oscilaciones en estrellas distantes no se pueden resolver. Debido a que los sectores más brillantes y más oscuros del armónico esférico se cancelan, esto restringe la astrosismología casi por completo al estudio de modos de bajo grado (grado angular ). Esto hace que la inversión sea mucho más difícil, pero aún se pueden alcanzar límites superiores haciendo suposiciones más restrictivas. ${\displaystyle \ell \leq 3}$

Historia

Las oscilaciones solares se observaron por primera vez a principios de la década de 1960 ^{[48] [49]} como una intensidad casi periódica y una variación de la velocidad en la línea de visión con un período de aproximadamente 5 minutos. Los científicos se dieron cuenta gradualmente de que las oscilaciones podrían ser modos globales del Sol y predijeron que los modos formarían crestas claras en espectros de energía bidimensionales. ^{[50] [51]} Las crestas se confirmaron posteriormente en observaciones de modos de alto grado a mediados de la década de 1970, ^{[52] [53]} y se distinguieron multipletes de modos de diferentes órdenes radiales en observaciones de todo el disco. ^{[13] [54]} En un momento similar, Jørgen Christensen-Dalsgaard y Douglas Gough sugirieron la posibilidad de utilizar frecuencias de modo individual para inferir la estructura interior del Sol. ^[55] Calibraron los modelos solares con los datos de bajo grado ^[56] y encontraron dos ajustes igualmente buenos, uno con una tasa de producción de neutrinos baja y correspondientemente baja , el otro con una tasa de producción más alta y baja ; calibraciones de envolvente anteriores contra frecuencias de alto grado ^{[57] [58]} prefirieron esta última, pero los resultados no fueron del todo convincentes. No fue hasta que Tom Duvall y Jack Harvey ^[14] conectaron los dos conjuntos de datos extremos midiendo modos de grado intermedio para establecer los números cuánticos asociados con las observaciones anteriores que se estableció el modelo superior, sugiriendo así en esa etapa temprana que el La resolución del problema de los neutrinos debe residir en la física nuclear o de partículas. ${\displaystyle Y}$ ${\displaystyle L_{\nu }}$ ${\displaystyle Y}$ ${\displaystyle L_{\nu }}$ ${\displaystyle Y}$

En la década de 1980 se desarrollaron nuevos métodos de inversión que permitieron a los investigadores inferir los perfiles de velocidad del sonido y, con menos precisión, densidad en la mayor parte del Sol, corroborando la conclusión de que los errores residuales en la inferencia de la estructura solar no son la causa del problema de los neutrinos. . Hacia finales de la década, las observaciones también comenzaron a mostrar que las frecuencias del modo de oscilación varían con el ciclo de actividad magnética del Sol . ^[59]

Para superar el problema de no poder observar el Sol por la noche, varios grupos habían comenzado a montar redes de telescopios (por ejemplo, la Red de Oscilaciones Solares de Birmingham , o BiSON, ^{[60] [61]} y el Grupo de la Red de Oscilación Global ^[62] ) desde el cual el Sol siempre sería visible desde al menos un nodo. Largas e ininterrumpidas observaciones llevaron el campo a la madurez, y el estado del campo se resumió en un número especial de 1996 de la revista Science . ^[63] Esto coincidió con el inicio de las operaciones normales del Observatorio Solar y Heliosférico (SoHO), que comenzó a producir datos de alta calidad para heliosismología.

Los años siguientes vieron la resolución del problema de los neutrinos solares y las largas observaciones sísmicas comenzaron a permitir el análisis de múltiples ciclos de actividad solar. ^[64] La concordancia entre los modelos solares estándar y las inversiones heliosísmicas ^[65] se vio alterada por nuevas mediciones del contenido de elementos pesados ​​de la fotosfera solar basadas en modelos tridimensionales detallados. ^[66] Aunque los resultados luego volvieron a los valores tradicionales utilizados en la década de 1990, ^[67] las nuevas abundancias empeoraron significativamente la concordancia entre los modelos y las inversiones heliosísmicas. ^[68] La causa de la discrepancia sigue sin resolverse ^[24] y se conoce como el problema de la abundancia solar .

Las observaciones espaciales realizadas por SoHO han continuado y en 2010 se unió a SoHO el Observatorio de Dinámica Solar (SDO), que también ha estado monitoreando el Sol continuamente desde que comenzaron sus operaciones. Además, las redes terrestres (en particular BiSON y GONG) siguen funcionando y también proporcionan datos casi continuos desde tierra.

Ver también

• Ciclo solar de 160 minutos
• Sismología coronal
• Rotación diferencial
• Discosismología
• Separación de frecuencia
• Onda de magnetogravedad
• ola moreton
• Problema de neutrinos solares
• Torre solar (astronomía)
• Rotación estelar

Referencias

1. Bueno, HACER; Kosovichev, AG; Toomre, J.; et al. (1996), "La estructura sísmica del Sol", 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), "Helioseismology local", Living Reviews in Solar Physics , 2 (1): 6, Bibcode :2005LRSP....2....6G, doi : 10.12942/lrsp-2005-6
3. Fukuda, Y.; Colaboración Super-Kamiokande (1998), "Evidencia de la oscilación de neutrinos atmosféricos", Phys. Rev. Lett. , 81 (8): 1562–1567, arXiv : hep-ex/9807003 , Bibcode : 1998PhRvL..81.1562F, doi : 10.1103/PhysRevLett.81.1562
4. Bahcall, JN; Concha, González-García M.; Pe, na-Garay C. (2001), "Análisis global de las oscilaciones de neutrinos solares, incluida la medición SNO CC", Journal of High Energy Physics , 2001 (8): 014, arXiv : hep-ph/0106258 , Bibcode : 2001JHEP.. .08..014B, doi :10.1088/1126-6708/2001/08/014, S2CID  6595480
5. Bahcall, JN (2001), "Física de altas energías: los neutrinos revelan personalidades divididas", Nature , 412 (6842): 29–31, Bibcode :2001Natur.412...29B, doi :10.1038/35083665, PMID  11452285, S2CID  205018839
6. Webb, Jonathan (6 de octubre de 2015). "El 'flip' de neutrino gana el Premio Nobel de Física". Noticias de la BBC .
7. Duvall, TL Jr; Dziembowski, WA; Goode, relaciones públicas; Gough, HACER; Harvey, JW; Leibacher, JW (1984), "La rotación interna del Sol", Nature , 310 (5972): 22–25, Bibcode :1984Natur.310...22D, doi :10.1038/310022a0, S2CID  4310140
8. Pijpers, FP (1998), "Determinación heliosísmica del momento cuadrupolar gravitacional solar", lunes. No. 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. Antia, HM; Chitré, SM; Gough, DO (2008), "Variaciones temporales en la energía cinética rotacional del Sol", Astron. Astrofia. , 477 (2): 657–663, arXiv : 0711.0799 , Bibcode : 2008A&A...477..657A, doi : 10.1051/0004-6361:20078209
10. Spiegel, EA; Zahn, J.-P. (1992), "La tacoclina solar", Astronomía y Astrofísica , 265 : 106, Bibcode :1992A&A...265..106S
11. Fan, Y. (2009), "Campos magnéticos en la zona de convección solar", Living Reviews in Solar Physics , 6 (1): 4, Bibcode : 2009LRSP....6....4F, doi : 10.12942/ lrsp-2009-4
12. Bueno, HACER; McIntyre, ME (1998), "Inevitabilidad de un campo magnético en el interior del Sol", Nature , 394 (6695): 755, Bibcode :1998Natur.394..755G, doi :10.1038/29472, S2CID  1365619
13. Grec, G.; Fossat, E.; Pomerantz, M. (1980), "Oscilaciones solares: observaciones de disco completo desde el Polo Sur geográfico", Nature , 288 (5791): 541–544, Bibcode :1980Natur.288..541G, doi :10.1038/288541a0, S2CID  4345313
14. Duvall, Jr. TL; Harvey, JW (1983), "Observaciones de oscilaciones solares de grado bajo e intermedio", Nature , 302 (5903): 24, Bibcode :1983Natur.302...24D, doi :10.1038/302024a0, S2CID  4274994
15. Christensen-Dalsgaard, J.; Dappen, W.; Ajukov, SV; Anderson, ER; Antia, HM; Basu, S.; Baturin, VA; Berthomieu, G.; Chaboyer, B.; Chitré, SM; Cox, AN; Demarqué, P.; Donatowicz, J.; Dziembowski, WA; Gabriel, M.; Gough, HACER; Günther, DB; Guzik, JA; Harvey, JW; colina, F.; Houdek, G.; Iglesias, California; Kosovichev, AG; Leibacher, JW; Morel, P.; Proffitt, CR; Preboste, J.; Reiter, J.; Rodas, Jr. EJ; Rogers, FJ; Roxburgh, IW; Thompson, MJ; Ulrich, RK (1996), "El estado actual del modelado solar", Science , 272 (5266): 1286–92, Bibcode :1996Sci...272.1286C, doi :10.1126/science.272.5266.1286, PMID  8662456, S2CID  35469049
16. Christensen-Dalsgaard, J.; Dappen, W.; Ajukov, SV y (1996), "El estado actual del modelado solar", Science , 272 (5266): 1286–1292, Bibcode :1996Sci...272.1286C, doi :10.1126/science.272.5266.1286, PMID  8662456, S2CID  35469049
17. Appourchaux, T.; Belkacem, K.; Broomhall, A.-M.; Chaplin, WJ; Gough, HACER; Houdek, G.; Preboste, J.; Baudin, F.; Boumier, P.; Elsworth, Y.; García, RA; Andersen, BN; Finsterle, W.; Frühlich, C.; Gabriel, A.; Grec, G.; Jiménez, A.; Kosovichev, A.; Sekii, T.; Toutain, T.; Turck-Chi\`eze, S. (2010), "La búsqueda de los modos g solares", 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), "Teoría solar inversa", Sismología solar desde el espacio (Ed. RK Ulrich, JPL Publ., Pasadena) , 84–84: 49–78, Bibcode :1984sses.nasa...49G
19. García, RA; Turck-Chi\`eze, S.; Jiménez-Reyes, SJ; Boleta, J.; Pallé, PL; Eff-Darwich, A.; Mathur, S.; Provost, J. (2007), "Seguimiento de los modos de gravedad solar: la dinámica del núcleo solar", Science , 316 (5831): 1591–3, Bibcode :2007Sci...316.1591G, doi :10.1126/science.1140598, PMID  17478682, S2CID  35285705
20. Fossat, E.; Boumier, P.; Corbard, T.; Preboste, J.; Salabert, D.; Schmider, FX; Gabriel, AH; Grec, G.; Renaud, C.; Robillot, JM; Roca-Cortés, T.; Turck-Chi\`eze, S.; Ulrich, RK; Lazrek, M. (2017), "Modos g asintóticos: evidencia de una rápida rotación del núcleo solar", Astronomía y Astrofísica , 604 : A40, arXiv : 1708.00259 , Bibcode : 2017A&A...604A..40F, doi : 10.1051 /0004-6361/201730460, S2CID  53498421
21. Schunker, H.; Schou, J.; Gaulme, P.; Gizon, L. (2018), "Detección frágil de modos g solares por Fossat et al.", Solar Physics , 293 (6): 95, arXiv : 1804.04407 , Bibcode : 2018SoPh..293...95S, doi : 10.1007/s11207-018-1313-6
22. Scherrer, PH; Gough, DO (2019), "Una evaluación crítica de afirmaciones recientes sobre la rotación solar", 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), "Una revisión de la teoría de las oscilaciones solares y sus implicaciones relativas a la estructura interna del Sol", en Pulsaciones en estrellas variables clásicas y cataclísmicas (Ed. JP Cox y CJ Hansen, JILA, Boulder) : 117–137, Código Bib : 1982pccv.conf..117G
24. Gough, DO (2003), "¿Qué hemos aprendido de la heliosismología, qué hemos aprendido realmente y qué aspiramos a aprender?", Solar Physics , 287 (1–2): 9–41, arXiv : 1210.0820 , doi :10.1007/s11207-012-0099-1, S2CID  119291920
25. Kosovichev, AG; Christensen-Dalsgaard, J.; Däeppen, W.; Dziembowski, WA; Gough, HACER; Thompson, MJ (1992), "Fuentes de incertidumbre en mediciones sismológicas directas de la abundancia de helio solar" (PDF) , lunes. No. R. Astron. Soc. , 259 (3): 536–558, Bibcode :1992MNRAS.259..536K, doi : 10.1093/mnras/259.3.536
26. Houdek, G.; Gough, DO (2011), "Sobre la edad sísmica y la abundancia de elementos pesados ​​del Sol", lunes. No. R. Astron. Soc. , 418 (2): 1217–1230, arXiv : 1108.0802 , Bibcode : 2011MNRAS.418.1217H, doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19572.x
27. Rodas, Jr. EJ; Kosovichev, AG; Schou, J.; et al. (1997), "Medidas de frecuencias de oscilaciones solares del programa MDI Medium-l", Solar Physics , 175 (2): 287, Bibcode :1997SoPh..175..287R, doi :10.1023/A:1004963425123, S2CID  51790986
28. Lindsey, C.; Braun, CC; Jefferies, SM (enero de 1993). TM Brown (ed.). "Heliosismología local de la estructura del subsuelo" en "GONG 1992. Investigación sísmica del sol y las estrellas" . Serie de conferencias de la Sociedad Astronómica del Pacífico. vol. 42. págs. 81–84. Código Bib : 1993ASPC...42...81L. ISBN 978-0-937707-61-6. {{cite book}}: |journal=ignorado ( ayuda )
29. Braun, CC; Duvall Jr., TL; Labonte, BJ (agosto de 1987). "Absorción acústica por manchas solares". La revista astrofísica . 319 : L27–L31. Código Bib : 1987ApJ...319L..27B. doi :10.1086/184949.
30. Hill, F. (octubre de 1988). "Anillos y trompetas - Espectros de potencia tridimensionales de las oscilaciones solares". Revista Astrofísica . 333 : 996–1013. Código bibliográfico : 1988ApJ...333..996H. doi :10.1086/166807.
31. Basu, S.; Antia, HM; Bogart, RS (agosto de 2004). "Análisis de diagrama de anillos de la estructura de las regiones solares activas". La revista astrofísica . 610 (2): 1157-1168. Código bibliográfico : 2004ApJ...610.1157B. doi : 10.1086/421843 .
32. Duvall Jr., TL; Jefferies, SM; Harvey, JW; Pomerantz, MA (abril de 1993). "Heliosismología tiempo-distancia". Naturaleza . 362 (6419): 430–432. Código Bib :1993Natur.362..430D. doi :10.1038/362430a0. hdl : 2060/20110005678 . S2CID  4244835.
33. Jensen, JM (2003), "Tiempo-distancia: ¿qué nos dice?", Gong+ 2002. Heliosismología local y global: el presente y el futuro , 517 : 61, Bibcode : 2003ESASP.517...61J
34. Braun, CC; Lindsey, C. (2001), "Imágenes sísmicas del hemisferio lejano del sol", Astrophysical Journal Letters , 560 (2): L189, Bibcode :2001ApJ...560L.189B, doi : 10.1086/324323
35. Donea, A.-C.; Braun, CC; Lindsey, C. (marzo de 1999). "Imágenes sísmicas de una llamarada solar". La revista astrofísica . 513 (2): L143-L146. Código Bib : 1999ApJ...513L.143D. doi : 10.1086/311915 .
36. Woodard, MF (enero de 2002). "Flujo del subsuelo solar inferido directamente de correlaciones frecuencia-número de onda en el campo de velocidad sísmica". La revista astrofísica . 565 (1): 634–639. Código Bib : 2002ApJ...565..634W. CiteSeerX 10.1.1.513.1704 . doi :10.1086/324546. S2CID  122970114. 
37. Christensen-Dalsgaard, J.; Duvall, Jr. TL; Gough, HACER; Harvey, JW; Rhodes, Jr. EJ (1985), "Velocidad del sonido en el interior solar", Nature , 315 (6018): 378, Bibcode :1985Natur.315..378C, doi :10.1038/315378a0, S2CID  4338576
38. Christensen-Dalsgaard, J.; Thompson, MJ; Gough, DO (1989), "Inversiones diferenciales asintóticas de la velocidad del sonido", MNRAS , 238 (2): 481–502, Bibcode :1989MNRAS.238..481C, doi : 10.1093/mnras/238.2.481
39. Dziembowski, WA; Pamyatnykh, AA; Sienkiewicz, R. (1990), "Modelo solar de heliosismología y el problema del flujo de neutrinos", Mon. No. R. Astron. Soc. , 244 : 542–550, código bibliográfico : 1990MNRAS.244..542D
40. Antia, HM; Basu, S. (1994), "Inversión heliosísmica nonasintótica para la estructura solar", Serie de suplementos de astronomía y astrofísica , 107 : 421, Bibcode : 1994A y AS..107..421A
41. Bueno, HACER; Thompson, MJ (1991), "El problema de la inversión", en AN Cox; WC Livingston; MS Matthews (eds.), Interior y atmósfera solar , Tucson: University of Arizona Press, págs. 519–561, Bibcode :1991sia..book..519G
42. Basu, S. (2016), "Sismología global del Sol", 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. Cox, AN; Guzik, JA; Kidman, RB (1989), "Oscilaciones de modelos solares con difusión de elementos internos", Astrophysical Journal , 342 : 1187, Bibcode :1989ApJ...342.1187C, doi :10.1086/167675, S2CID  122535514
44. Christensen-Dalsgaard, J.; Proffitt, CR; Thompson, MJ (1993), "Efectos de la difusión en los modelos solares y sus frecuencias de oscilación" (PDF) , Astrophysical Journal Letters , 403 : L75, Bibcode : 1993ApJ...403L..75C, doi : 10.1086/186725
45. Thompson, MJ; Christensen-Dalsgaard, J.; Miesch, MS; Toomre, J. (2003), "La rotación interna del sol", Revisión anual de astronomía y astrofísica , 41 : 599–643, Bibcode :2003ARA&A..41..599T, doi :10.1146/annurev.astro.41.011802. 094848, S2CID  123622875
46. Beck, JG (2000), "Una comparación de mediciones de rotación diferencial - (Revisión invitada)", Solar Physics , 191 (1): 47–70, Bibcode :2000SoPh..191...47B, doi :10.1023/A :1005226402796, S2CID  118030329
47. Howe, R. (2009), "La rotación interior solar y su variación", Living Reviews in Solar Physics , 6 (1): 1, arXiv : 0902.2406 , Bibcode : 2009LRSP....6....1H, doi :10.12942/lrsp-2009-1, S2CID  10532243
48. Leighton, RB; Noyes, RW; Simon, GW (1962), "Campos de velocidad en la atmósfera solar. I. Informe preliminar", Astrophysical Journal , 135 : 474, Bibcode :1962ApJ...135..474L, doi :10.1086/147285
49. Evans, JW; Michard, R. (1962), "Estudio observacional de heterogeneidades macroscópicas en la atmósfera solar. III. Movimientos oscilatorios verticales en la fotosfera solar", Astrophysical Journal , 136 : 493, Bibcode : 1962ApJ...136..493E, doi : 10.1086/147403
50. Leibacher, JW; Stein, RF (1971), "Una nueva descripción de la oscilación solar de cinco minutos", Astrophysical Letters , 7 : 191, Bibcode : 1971ApL.....7..191L
51. Ulrich, RK (1970), "Las oscilaciones de cinco minutos en la superficie solar", Astrophysical Journal , 162 : 993, Bibcode :1970ApJ...162..993U, doi :10.1086/150731, S2CID  17225920
52. Deubner, F.-L. (1975), "Observaciones de modos propios no radiales del sol con número de onda bajo", Astronomía y Astrofísica , 44 (2): 371, Bibcode :1975A&A....44..371D
53. Rhodes, Jr. EJ; Ulrich, RK; Simon, GW (1977), "Observaciones de oscilaciones en modo p no radiales en el sol", Astrophysical Journal , 218 : 901, Bibcode :1977ApJ...218..901R, doi :10.1086/155745, S2CID  115143527
54. Clavérie, A.; Isaac, GR; McLeod, CP; van, der Raay HB; Cortés, TR (1979), "Estructura solar a partir de estudios globales de la oscilación de 5 minutos", Nature , 282 (5739): 591–594, Bibcode :1979Natur.282..591C, doi :10.1038/282591a0, S2CID  4342247
55. Christensen-Dalsgaard, J.; Gough, DO (1976), "Hacia un problema heliológico inverso", Nature , 259 (5539): 89, Bibcode :1976Natur.259...89C, doi :10.1038/259089a0, S2CID  10540902
56. Christensen-Dalsgaard, J.; Gough, DO (1981), "Comparación de las frecuencias de oscilación del disco solar observadas con las predicciones de una secuencia de modelos solares", Astron. Astrofia. , 104 (2): 173–176, Bibcode : 1981A y A...104..173C
57. Gough, DO (1977), "Observaciones aleatorias sobre la hidrodinámica solar", Proc. Coloquio de la IAU. 36 : 3–36, Código Bib : 1977ebhs.coll....3G
58. Rhodes, Jr. EJ; Ulrich, RK (1977), "La sensibilidad de las frecuencias propias del modo p no radial a la estructura de la envoltura solar", Astrophysical Journal , 218 : 521–529, Bibcode : 1977ApJ...218..521U, doi : 10.1086/155705
59. Libbrecht, KG; Woodard, MF (1990), "Efectos del ciclo solar en las frecuencias de oscilación solar", Nature , 345 (6278): 779, Bibcode :1990Natur.345..779L, doi :10.1038/345779a0, S2CID  4305062
60. Aindow, A.; Elsworth, YP; Isaac, GR; McLeod, CP; Nuevo, R.; Vanderraay, HB (1988), "El estado actual de la red de sismología solar de Birmingham", Seismology of the Sun and Sun-Like Stars , 286 : 157, Bibcode : 1988ESASP.286..157A
61. Chaplin, WJ; Elsworth, Y.; Howe, R.; Isaac, GR; McLeod, CP; Molinero, Licenciatura en Letras; van, der Raay HB; Wheeler, SJ; Nuevo, R. (1996), "BiSON Performance", Física solar , 168 (1): 1, Bibcode :1996SoPh..168....1C, doi :10.1007/BF00145821, S2CID  189828557
62. Harvey, JW; colina, F.; Kennedy, JR; Leibacher, JW; Livingston, WC (1988), "The Global Oscillation Network Group (GONG)", Avances en la investigación espacial , 8 (11): 117, Bibcode :1988AdSpR...8k.117H, doi :10.1016/0273-1177(88) 90304-3)
63. "Número especial: Heliosismología de GONG", Science , 272 (5266), 1996
64. Chaplin, WJ; Elsworth, Y.; Molinero, Licenciatura en Letras; Verner, GA; New, R. (2007), "Frecuencias del modo p solar durante tres ciclos solares", Astrophysical Journal , 659 (2): 1749, Bibcode :2007ApJ...659.1749C, doi : 10.1086/512543
65. Bahcall, JN; Pinsonneault, MH; Basu, S. (2001), "Modelos solares: época actual y dependencias del tiempo, neutrinos y propiedades helioseismológicas", Astrophysical Journal , 555 (2): 990–1012, arXiv : astro-ph/0010346 , Bibcode : 2001ApJ...555 ..990B, doi :10.1086/321493, S2CID  13798091
66. Asplund, M.; Grevesse, N.; Sauval, AJ (2005), "La composición química solar", Abundancias cósmicas como registros de evolución estelar y nucleosíntesis , 336 : 25, Bibcode : 2005ASPC..336...25A
67. Asplund, M.; Grevesse, N.; Sauval, AJ; Scott, P. (2009), "La composición química del sol", Revisión anual de astronomía y astrofísica , 47 (1): 481–522, arXiv : 0909.0948 , Bibcode :2009ARA&A..47..481A, doi :10.1146 /annurev.astro.46.060407.145222, S2CID  17921922
68. Bahcall, JN; Basu, S.; Pinsonneault, M.; Serenelli, AM (2005), "Implicaciones helioseismológicas de determinaciones recientes de abundancia solar", Astrophysical Journal , 618 (2): 1049–1056, arXiv : astro-ph/0407060 , Bibcode : 2005ApJ...618.1049B, doi : 10.1086/ 426070, S2CID  2412268

enlaces externos

• Descripción no técnica de helio y astrosismología recuperada en noviembre de 2009.
• Gough, DO (2003). "Producción de neutrinos solares". Anales Henri Poincaré . 4 (T1): 303–317. Código Bib : 2003AnHP....4..303G. doi : 10.1007/s00023-003-0924-z . S2CID  195335212.
• Gizón, Laurent; Abedul, Aaron C. (2005). "Heliosismología local". Viviente Rev. Sol. Física . 2 (1): 6. Código Bib : 2005LRSP....2....6G. doi : 10.12942/lrsp-2005-6 .
• Los científicos emiten un pronóstico sin precedentes del próximo ciclo de manchas solares Comunicado de prensa de la Fundación Nacional de Ciencias, 6 de marzo de 2006
• Miesch, Mark S. (2005). "Dinámica a gran escala de la zona de convección y tacoclina". Viviente Rev. Sol. Física . 2 (1): 1. Código Bib : 2005LRSP....2....1M. doi : 10.12942/lrsp-2005-1 .
• Red Europea de Helio y Astrosismología (HELAS)
• Imágenes del lado lejano y terrestre del Sol
• Reseñas vivas en física solar Archivado el 29 de septiembre de 2010 en la Wayback Machine.
• Heliosismología y Astrosismología en MPS

Instrumentos satelitales

• VIRGO
• SOI/MDI
• SDO/HMI
• RASTRO

Instrumentos terrestres

• Bisonte
• marca-1
• GONG
• HolaDHN

Otras lecturas

• Christensen-Dalsgaard, Jørgen. "Apuntes de conferencias sobre oscilaciones estelares" . Consultado el 5 de junio de 2015 .
• Pijpers, Frank P. (2006). Métodos en helio y astrosismología . Londres: Imperial College Press. ISBN 978-1-8609-4755-1.