Douglas Gough tarafından türetilen bir terim olanHelyosismoloji,Güneş'in yapısını ve dinamiklerini salınımları yoluyla inceleyen bilimdir. Bunlar esas olarak Güneş yüzeyine yakın konveksiyonla sürekli olarak yönlendirilen ve sönümlenen ses dalgalarından kaynaklanır. SırasıylaDünya'nın veyayıldızların salınımları yoluyla incelenmesi olanjeosismoloji veya asterosismolojiye (Gough tarafından da türetilmiştir) benzer. Güneş'in salınımları ilk kez 1960'ların başında tespit edilmiş olsa da, salınımların Güneş boyunca yayıldığı ve bilim adamlarının Güneş'in derin iç kısımlarını incelemesine olanak sağlayabileceği ancak 1970'lerin ortalarında fark edildi. Modern alan, Güneş'in rezonans modlarını doğrudan inceleyenküresel helyosismoloji[1] ve bileşen dalgalarının Güneş'in yüzeyine yakın yayılmasını inceleyenyerel helyosismoloji olarak ikiye ayrılmıştır.[2]
Helyosismoloji bir dizi bilimsel buluşa katkıda bulunmuştur. Bunlardan en dikkate değer olanı, Güneş'ten geleceği tahmin edilen nötrino akışının yıldız modellerindeki kusurlardan kaynaklanamayacağını ve bunun yerineparçacık fiziğiyle ilgili bir sorun olması gerektiğini göstermekti.Güneş nötrino sorunu olarak adlandırılan sorun, sonuçtanötrino salınımları ile çözüldü.[3][4][5] Nötrino salınımlarının deneysel keşfi, 2015Nobel Fizik Ödülü'ne layık görüldü.[6] Helyosismoloji aynı zamanda Güneş'in çekim potansiyelinin dört kutuplu (ve daha yüksek dereceli) momentlerinin doğru ölçümlerine de olanak tanıdı;[7][8][9] ki, bunlarGenel Görelilik ile tutarlıdır. Güneş'in iç dönüş profiline ilişkin ilk helyosismik hesaplamalar, katı bir şekilde dönen çekirdek ve diferansiyel olarak dönen bir zarf şeklinde kaba bir ayrım göstermiştir. Sınır tabakası artıktakoklin olarak bilinmektedir[10] vegüneş dinamosu için önemli bir bileşen olduğu düşünülmektedir.[11] Her ne kadar kabaca güneş konveksiyon bölgesinin tabanıyla örtüşse de (aynı zamanda helyosismoloji yoluyla da çıkarım yapılıyor), konveksiyon bölgesiyle bağlantılı ve baroklinisite ile Maxwell stresleri arasındaki etkileşim tarafından yönlendirilen meridyensel bir akışın bulunduğu bir sınır katmanı olması nedeniyle kavramsal olarak farklıdır.[12]
Helyosismoloji en çok, ilk olarakAvustralya yazındaGüney Kutbu yakınlarından kesintisiz gözlemlerle başlayan, Güneş'in sürekli izlenmesinden yararlanır.[13][14] Buna ek olarak, çoklu güneş döngüleri üzerinde yapılan gözlemler, helyosismologların Güneş'in yapısındaki onlarca yıl boyunca meydana gelen değişiklikleri incelemesine de olanak tanımıştır. Bu çalışmalar, onlarca yıldır faaliyet gösterenKüresel Salınımlar Ağı Grubu (GONG) veBirmingham Güneş Salınımları Ağı (BiSON) gibi küreselteleskop ağları tarafından mümkün kılınmaktadır.
Radyal derece n=14, açısal derece l=20 ve azimut derecesi m=16 olan bir güneş basıncı modunun (p modu) gösterimi. Yüzey karşılık gelen küresel harmoniği gösterir. İç kısım, standart bir güneş modeli kullanılarak hesaplanan radyal yer değiştirmeyi göstermektedir.[15] Dalgalar güneşin merkezine yaklaştıkça ses hızındaki artışın akustik dalga boyunda da buna karşılık gelen bir artışa neden olduğunu unutmayın.
Güneş salınımı modları, hidrostatik dengede kabaca küresel simetrik, kendi kendine yerçekimine sahip bir sıvının rezonans titreşimleri olarak yorumlanır. Daha sonra her mod yaklaşık olarak yarıçap fonksiyonunun çarpımı ve küresel bir harmonik olarak temsil edilebilir ve sonuç olarak aşağıdakileri etiketleyen üç kuantum sayısıyla karakterize edilebilir:
Radyal düzen olarak bilinen, yarıçaptaki düğüm kabuklarının sayısı ;
açısal derece olarak bilinen, her küresel kabuktaki düğüm dairelerinin toplam sayısı ; ve
Azimut sırası olarak bilinen, boyuna olan düğüm dairelerinin sayısı .
Salınımların iki kategoriye ayrıldığı gösterilebilir: iç salınımlar ve özel bir yüzey salınımları kategorisi. Daha spesifik olarak şunlar vardır:
Basınç modları özünde sabit ses dalgalarıdır. Baskın geri çağırıcı kuvvet (yüzdürme kuvveti yerine) basınçtır, dolayısıyla adı da buradan gelir. İç kısımla ilgili çıkarımlar için kullanılan tüm güneş salınımları p modlarıdır; frekansları yaklaşık 1 ila 5 milihertz arasındadır ve açısal dereceleri sıfırdan (tamamen radyal hareket) ila mertebesine kadar değişir. Genel olarak konuşursak, enerji yoğunlukları yarıçapla ses hızıyla ters orantılı olarak değişir, dolayısıyla rezonans frekansları ağırlıklı olarak Güneş'in dış bölgeleri tarafından belirlenir. Sonuç olarak bunlardan güneş çekirdeğinin yapısını çıkarmak zordur.
Salınımların nerede g-modu karakterine (mavi) sahip olduğunu veya dipol modlarının nerede p-modu karakterine (turuncu) sahip olduğunu gösteren standart bir güneş modeli[16] için yayılma diyagramı. Kesikli çizgi, daha hassas modellemeyle hesaplanan akustik kesme frekansını gösterir ve bu frekansların üzerinde modların yıldızda sıkışıp kalmadığını ve kabaca konuşursak yankılanmadığını gösterir.
Yerçekimi modları, ışınımsal iç kısım veya atmosfer gibi konvektif olarak kararlı bölgelerle sınırlıdır. Geri çağırıcı kuvvet ağırlıklı olarak kaldırma kuvvetidir ve dolayısıyla dolaylı olarak yer çekimidir ki isimleri de buradan gelir. Konveksiyon bölgesindehızla kaybolurlar ve bu nedenle iç modların yüzeyde küçük genlikleri vardır ve tespit edilmesi ve tanımlanması son derece zordur.[17] Sadece birkaç g modunun ölçümünün bile Güneş'in derin iç kısmına ilişkin bilgimizi önemli ölçüde artırabileceği uzun zamandır bilinmektedir.[18] Bununla birlikte, dolaylı tespitler hem iddia edilmiş[19][20] hem de bunlara karşı çıkılmış olmasına rağmen, hiçbir bireysel g modu henüz kesin olarak ölçülmemiştir.[21][22] Ayrıca, konvektif olarak kararlı atmosferle sınırlı benzer yerçekimi modları da olabilir.
Yüzey yerçekimi dalgaları derin sudaki dalgalara benzer ve Lagrangian basınç pertürbasyonunun esasen sıfır olması özelliğine sahiptir.Yüksek derecedeki karakteristik bir mesafeye nüfuz ederek olur ki burada güneş yarıçapıdır. İyi bir yaklaşımla, derin su dalgası dağılım yasası olarak adlandırılan yasaya uyarlar: Güneş'in katmanlaşmasına bakılmaksızın, açısal frekanstır, yüzey yerçekimi ve yatay dalga sayısıdır,[23] ve bu ilişkiye asimptotik olarak eğilimlidir.
Sismolojide başarıyla kullanılan salınımlar esasenadyabatiktir. Bu nedenle dinamikleri, basınç kuvvetlerinin (artı varsayılan Maxwell gerilmeleri) eylemsizlik yoğunluğuna sahip maddeye karşı etkisidir; bu da adyabatik değişim altında aralarındaki ilişkiye bağlıdır ve genellikle (birinci) adyabatik üs aracılığıyla ölçülür. ve değişkenlerinin denge değerleri (dinamik olarak küçük açısal hız ve manyetik alanla birlikte), Güneş'in toplam kütlesine ve yarıçapına bağlı olan hidrostatik destek kısıtlamasıyla ilişkilidir. Açıkçası, salınım frekansları yalnızca sismik değişkenlere,, ve veya bunların herhangi bir bağımsız fonksiyonuna bağlıdır. Sonuç olarak bilginin doğrudan elde edilebilmesi yalnızca bu değişkenler ile ilgilidir. Adyabatik ses hızının karesi yaygın olarak benimsenen bir fonksiyondur çünkü akustik yayılımın esas olarak bağlı olduğu miktar budur.[24]Helyum bolluğu gibi sismik olmayan diğer miktarların özellikleri[25] veya ana dizi yaşı[26], yalnızca ek varsayımlarla desteklenerek çıkarım yapılabilir, bu da sonucu daha belirsiz hale getirir.
Çift logaritmik eksenler üzerindeGüneş ve Heliosferik Gözlemevi'ndeki cihazlardan alınan veriler kullanılarak Güneş'in güç spektrumu. VIRGO/SPM cihazının üç geçiş bandı neredeyse aynı güç spektrumunu gösterir. GOLF'un görüş hattı hız gözlemleri, granülasyon tarafından üretilen kırmızı gürültüye karşı daha az duyarlıdır. Tüm veri kümeleri 3 mHz civarındaki salınım modlarını açıkça göstermektedir.Güneş ve Heliosferik Gözlemevi'ndeki GOLF ve VIRGO/SPM cihazlarından alınan veriler kullanılarak, modların maksimum güce sahip olduğu Güneş'in güç spektrumu. Düşük dereceli modlar (l<4), düzenli aralıklarla net bir tarak benzeri desen gösterir. Orta açısal derecenin güç spektrumu ( )SOHO gemisindeki MDI cihazından alınan 144 günlük veriler üzerinden hesaplanan güneş salınımları.[27] Renk skalası logaritmiktir ve modları daha görünür kılmak için sinyaldeki maksimum gücün yüzde birine doymuştur. Düşük frekanslı bölgeye granülasyon sinyali hakimdir. Açısal derece arttıkça, bireysel mod frekansları, her biri bir dizi düşük dereceli modlara karşılık gelen net sırtlar üzerinde birleşir.
Ham sismik verileri analiz etmenin başlıca aracıFourier dönüşümüdür. İyi bir yaklaşımla, her mod, frekansın bir fonksiyonu olarak gücün birLorentz fonksiyonu olduğu sönümlü bir harmonikosilatördür. Uzaysal olarak çözülmüş veriler genellikle daha sonra Fourier dönüşümüne tabi tutulan zaman serilerini elde etmek için istenen küresel harmoniklere yansıtılır. Helyosismologlar tipik olarak ortaya çıkan tek boyutlu güç spektrumlarını iki boyutlu bir spektrumda birleştirirler.
Salınımların düşük frekans aralığı,granülasyonun neden olduğu varyasyonların hakimiyetindedir. Modların analiz edilmesinden önce (veya aynı zamanda) bunun filtrelenmesi gerekir. Güneş yüzeyindeki granüler akışlar, yükselen granüllerin merkezlerinden aralarındaki dar aşağı yönlü akımlara kadar çoğunlukla yataydır. Salınımlara bağlı olarak granülasyon,yoğunluk açısından görüş hattı hızından daha güçlü bir sinyal üretir, bu nedenle ikincisi, helyosismik gözlemevleri için tercih edilir.
Charles Lindsey, Doug Braun ve Stuart Jefferies tarafından 1993'te türetilen bir terim olan yerel helyosismoloji,[28] gözlemsel verilerden çıkarımlar yapmak için birkaç farklı analiz yöntemini kullanır.[2]
Fourier-Hankel spektral yöntemi ilk olarak güneş lekelerinin dalga emilimini araştırmak için kullanılmıştır.[29]
İlk olarak Frank Hill tarafından tanıtılanhalka diyagramı analizi,[30] güneş ışınlarının yamaları üzerinde hesaplanan güneş salınımlarının güç spektrumlarından ortamdaki akustik dalgaların Doppler kaymalarını gözlemleyerek güneş yüzeyinin altındaki yatay akışların hızını ve yönünü (tipik olarak 15° × 15°) çıkarmak için kullanılır. Bu nedenle, halka diyagramı analizi, Güneş üzerindeki yerel alanlara (Güneş'in yarısının aksine) uygulanan küresel helyosismolojinin bir genellemesidir. Örneğinses hızı veadyabatik indeks, manyetik olarak aktif ve aktif olmayan (sessiz Güneş) bölgelerde karşılaştırılabilir.[31]
Zaman-mesafe heliosismolojisi[32] güneş dalgalarının güneş yüzeyindeki herhangi iki konum arasındaki seyahat sürelerini ölçmeyi ve yorumlamayı amaçlamaktadır. İki konumu birbirine bağlayan ışın yolunun yakınındaki homojensizlikler, bu iki nokta arasındaki seyahat süresini bozar. Güneş iç kısmının yerel yapısını ve dinamiklerini anlamak için ters bir problemin çözülmesi gerekir.[33]
Uzak taraf (manyetik) görüntüleme amacıyla Charles Lindsey ve Doug Braun tarafından ayrıntılı olarak tanıtılanhelyosismik holografi,[34] faza duyarlı holografinin özel bir durumudur. Buradaki fikir, Güneş'in uzak tarafındakiaktif bölgeler hakkında bilgi edinmek için görünür diskteki dalga alanını kullanmaktır. Helyosismik holografideki temel fikir, dalga alanının, örneğin güneş yüzeyinde gözlemlenen görüş hattı Doppler hızının, herhangi bir zamanda güneşin iç kısmındaki herhangi bir konumdaki dalga alanının tahminini yapmak için kullanılabilmesidir. Bu anlamda holografi, jeofizikte 1940'lardan bu yana kullanılan bir teknik olansismik göçe çok benzer. Başka bir örnek olarak bu teknik, bir güneş patlamasının sismik görüntüsünü vermek için kullanılmıştır.[35]
Doğrudan modellemede amaç, Fourier alanındaki dalga alanında görülen frekans-dalga sayısı korelasyonlarının doğrudan ters çevrilmesinden yeraltı akışlarını tahmin etmektir. Woodard[36] tekniğin yüzeye yakın akışları f modlarında geri kazanma yeteneğini göstermiştir.
Güneş'in salınım modları, onun sürekli yapısına duyarlı ayrık bir dizi gözlemi temsil eder. Bu, bilim adamlarının Güneş'in iç yapısı ve dinamiği içinters problemleri formüle etmelerine olanak tanır. Güneş'in bir referans modeli göz önüne alındığında, mod frekansları ile Güneş'in mod frekansları arasındaki farklar, eğer küçükse, Güneş'in yapısı ile referans modelin yapısı arasındaki farkların ağırlıklı ortalamalarıdır. Frekans farklılıkları daha sonra bu yapısal farklılıkları anlamak için kullanılabilir. Bu ortalamaların ağırlıklandırma fonksiyonlarıçekirdekler olarak bilinir.
Güneş'in yapısının ilk ters çevrilmeleri Duvall yasası[37] kullanılarak yapılmıştı ve daha sonra bir referans güneş modeli etrafında doğrusallaştırılan Duvall yasası kullanılarak yapıldı.[38] Bu sonuçlar daha sonra teorik bir referans modeli[18][39][40] hakkındaki yıldız salınımlarını tanımlayan denklemlerin tam setini doğrusallaştıran analizlerle desteklenmiştir ve artık frekans verilerini tersine çevirmenin standart bir yolu haline gelmiştir.[41][42] Ters çevirmeler, güneş modellerindeki farklılıkları gösterir; bunlar,yerçekimsel çökelmenin uygulanmasıyla büyük ölçüde azaltılmıştır: daha ağır elementlerin güneş merkezine doğru kademeli olarak ayrılması (ve bunların yerini almak üzere daha hafif elementlerin yüzeye çıkması).[43][44]
Güneş'in iç dönüş profili,Güneş Dinamikleri Gözlemevi'ndekiHelyoseismik ve Manyetik Görüntüleyiciden alınan veriler kullanılarak çıkarıldı. Ölçümlerin %1'den daha az kesin olduğu durumlarda iç yarıçap kesilmiştir; bu, çekirdeğe giden yolun yaklaşık 3/4'ünde gerçekleşir. Kesikli çizgi, takoklin olarak bilinen dönüş profilinin değiştiği sınırla çakışan güneş konveksiyon bölgesinin tabanını gösterir.
Eğer Güneş tamamen küresel olsaydı, farklı azimut derecelerim olan modlar aynı frekanslara sahip olurdu. Ancak dönüş, bu bozulmayı kırar ve modların frekansları, Güneş'teki açısal hızın ağırlıklı ortalamaları olandönüşsel bölünmelerle farklılık gösterir. Farklı modlar Güneş'in farklı bölgelerine duyarlıdır ve yeterli veri verildiğinde, bu farklar Güneş boyunca dönüş hızını anlamak için kullanılabilir.[45] Örneğin, Güneş her yerinde düzgün bir şekilde dönüyor olsaydı, tüm p modları yaklaşık olarak aynı miktarda bölünürdü. Aslında ekvatorun kutuplardan daha hızlı döndüğü yüzeyde görüldüğü gibiaçısal hız düzgün değildir.[46] Güneş, küresel, dönmeyen bir modelin, dönen çekirdeklerin türetilmesi için gerçeğe yeterince yakın olmasını sağlayacak kadar yavaş döner.
Helyoseismoloji, Güneş'in çeşitli özelliklere sahip bir dönme profiline sahip olduğunu göstermiştir:[47]
iç çekirdeğin dönüş hızı iyi bilinmemekle birlikte, katı şekilde dönen ışınımlı (yani konvektif olmayan) bir bölge;
rijit bir şekilde dönen iç kısım ile diferansiyel olarak dönen konvektif kabuğu ayıran,takoklin olarak bilinen ince bir kesme katmanı;
dönüş hızının hem derinliğe hem de enleme göre değiştiği konvektif bir zarf; ve
Yüzeyin hemen altında, dönme hızının yüzeye doğru yavaşladığı son kayma tabakası.
Helyosismoloji,jeosismoloji ile benzerlikten doğmuştur ancak bazı önemli farklılıklar devam etmektedir. Birincisi, Güneş'in katı bir yüzeyi yoktur ve bu nedenlekayma dalgalarını destekleyemez. Veri analizi perspektifinden bakıldığında küresel helyosismoloji, yalnızca normal modları incelemesi nedeniyle jeosismolojiden farklılık gösterir. Dolayısıyla yerel helyosismoloji, dalga alanının tamamını incelemesi anlamında jeosismolojiye ruhen biraz daha yakındır.
Güneş bir yıldız olduğu için helyosismoloji, asterosismoloji olarak bilinen diğer yıldızlardaki salınımların incelenmesiyle yakından ilgilidir. Helyoseismoloji, salınımları aynı zamandagüneş benzeri osilatörler olarak bilinen dış konveksiyon bölgeleri tarafından yönlendirilen ve sönümlenen yıldızların incelenmesiyle en yakından ilişkilidir, ancak temeldeki teori diğer değişken yıldız sınıfları için genel olarak aynıdır.
Temel fark uzak yıldızlardaki salınımların çözülememesidir. Küresel harmoniğin daha parlak ve daha karanlık sektörleri iptal edildiğinden, bu durum asterosismolojiyi neredeyse tamamen düşük dereceli modların (açısal derece) incelenmesiyle sınırlandırır. Bu, ters çevirmeyi çok daha zorlaştırır ancak daha kısıtlayıcı varsayımlar yapılarak üst sınırlara yine de ulaşılabilir.
Güneş salınımları ilk olarak 1960'ların başında[48][49] yaklaşık 5 dakikalık bir periyotla yarı periyodik yoğunluk ve görüş hattı hız değişimi olarak gözlemlenmiştir. Bilim adamları yavaş yavaş salınımların Güneş'in küresel modları olabileceğini fark ettikten sonra, modların iki boyutlu güç spektrumunda net sırtlar oluşturacağı öngörüldü.[50][51] Sırtların oluştuğu daha sonra 1970'lerin ortalarında yüksek dereceli modların gözlemleri sırasında doğrulandı[52][53] ve farklı radyal düzenlerin mod çokluları tam disk gözlemlerinde ayırt edilebildi.[13][54] Hemen hemen aynı tarihlerde,Jørgen Christensen-Dalsgaard veDouglas Gough, Güneş'in iç yapısını anlamak için bireysel mod frekanslarını kullanma potansiyelini öne sürdüler.[55] Güneş modellerini düşük dereceli verilere göre kalibre ederek,[56] biri düşük ve buna karşılık gelen düşük nötrino üretim hızına sahip, diğeri daha yüksek ve'ye sahip iki benzer iyi uyum bularak kalibre ettiler; yüksek dereceli frekanslara karşı daha önceki zarf kalibrasyonları[57][58] ikincisini tercih ediyordu, ancak sonuçlar tamamen ikna edici değildi. Ta ki, Tom Duvall ve Jack Harvey[14] daha önceki gözlemlerle ilişkili kuantum sayılarını oluşturmak için orta dereceden modları ölçerek iki ekstrem veri setini birbirine bağlayana kadar, daha yüksek- model oluşturuldu ve böylece bu erken aşamada nötrino probleminin çözümünün nükleer veya parçacık fiziğinde olması gerektiği öne sürüldü.
1980'lerde geliştirilen yeni ters çevirme yöntemleri, araştırmacıların Güneş'in büyük bölümünde ses hızı ve daha az doğru bir şekilde yoğunluk profilleri hakkında çıkarım yapmasına olanak tanıyarak, nötrino sorununun nedeninin güneş yapısı çıkarımındaki kalıcı hataların olmadığı sonucunu doğruluyor. On yılın sonuna doğru gözlemler, salınım modu frekanslarınınGüneş'in manyetik aktivite döngüsüne göre değiştiğini de göstermeye başlamıştır.[59]
Geceleri Güneş'i gözlemleyememe sorununun üstesinden gelmek için, birkaç grup (örneğin,Birmingham Güneş Salınımları Ağı kısaca BiSON,[60][61] veKüresel Salınım Ağı Grubu[62]) Güneş'in her zaman en az bir düğüm tarafından görülebileceği teleskop ağları kurmaya başlamıştı. Uzun, kesintisiz gözlemler alanı olgunluğa eriştirdi ve alanın durumuScience dergisinin 1996 yılındaki özel sayısında özetlendi.[63] Bu, helyosismoloji için yüksek kaliteli veriler üretmeye başlayanGüneş ve Heliosferik Gözlemevi'nin (SoHO) normal operasyonlarının başlamasıyla aynı zamana denk gelmişti.
Sonraki yıllarda güneş nötrinosu sorununun çözüldüğü görüldü ve uzun sismik gözlemler, birden fazla güneş aktivite döngüsünün analizine izin vermeye başladı.[64] Standart güneş modelleri ile helyosismik inversiyonlar[65] arasındaki uyum, ayrıntılı üç boyutlu modellere dayalı olarak güneş fotosferindeki ağır element içeriğinin yeni ölçümleriyle bozuldu.[66] Her ne kadar sonuçlar daha sonra 1990'larda kullanılan geleneksel değerlere doğru kaymış olsa da,[67] yeni bolluklar, modeller ile helyosismik inversiyonlar arasındaki uyumu önemli ölçüde kötüleştirdi.[68] Tutarsızlığın nedeni çözülememişti[69] vegüneş bolluğu problemi olarak bilinmektedir.
SoHO'nun uzay tabanlı gözlemleri devam etti ve 2010 yılında SoHO'ya, faaliyetlerine başladığı günden bu yana Güneş'i sürekli olarak izleyenGüneş Dinamikleri Gözlemevi (SDO) de katıldı. Ek olarak, yer tabanlı ağlar (özellikle BiSON ve GONG) çalışmaya devam ederek yerden de neredeyse sürekli veri sağlamaktadır.
^Gough, D.O.; Kosovichev, A.G.; Toomre, J.; ve diğerleri. (1996), "The seismic structure of the Sun",Science,272 (5266), ss. 1296-1300,doi:10.1126/science.272.5266.1296,PMID8662458
^abGizon, L.; Birch, A. C. (2005), "Local Helioseismology",Living Reviews in Solar Physics,2 (1), s. 6,doi:10.12942/lrsp-2005-6
^Bahcall, J. N.; Concha, Gonzalez-Garcia M.; Pe, na-Garay C. (2001), "Global analysis of solar neutrino oscillations including SNO CC measurement",Journal of High Energy Physics,2001 (8), s. 014,arXiv:hep-ph/0106258 $2,doi:10.1088/1126-6708/2001/08/014
^Bahcall, J. N. (2001), "High-energy physics: Neutrinos reveal split personalities",Nature,412 (6842), ss. 29-31,doi:10.1038/35083665,PMID11452285
^Antia, H.M.; Chitre, S.M.; Gough, D.O. (2008), "Temporal variations in the Sun's rotational kinetic energy",Astron. Astrophys.,477 (2), ss. 657-663,arXiv:0711.0799 $2,doi:10.1051/0004-6361:20078209
^Spiegel, E. A.; Zahn, J.-P. (1992), "The solar tachocline",Astronomy and Astrophysics,265, s. 106
^Fan, Y. (2009), "Magnetic Fields in the Solar Convection Zone",Living Reviews in Solar Physics,6 (1), s. 4,doi:10.12942/lrsp-2009-4
^Gough, D.O.; McIntyre, M.E. (1998), "Inevitability of a magnetic field in the Sun's interior",Nature,394 (6695), s. 755,doi:10.1038/29472
^abGrec, G.; Fossat, E.; Pomerantz, M. (1980), "Solar oscillations: full disk observations from the geographic South Pole",Nature,288 (5791), ss. 541-544,doi:10.1038/288541a0
^abDuvall, Jr. T. L.; Harvey, J. W. (1983), "Observations of solar oscillations of low and intermediate degree",Nature,302 (5903), s. 24,doi:10.1038/302024a0
^Christensen-Dalsgaard, J.; Dappen, W.; Ajukov, S. V.; Anderson, E. R.; Antia, H. M.; Basu, S.; Baturin, V. A.; Berthomieu, G.; Chaboyer, B.; Chitre, S. M. (1996), "The Current State of Solar Modeling",Science,272 (5266), ss. 1286-92,doi:10.1126/science.272.5266.1286,PMID8662456
^Christensen-Dalsgaard, J.; Dappen, W.; Ajukov, S. V. and (1996), "The Current State of Solar Modeling",Science,272 (5266), ss. 1286-1292,doi:10.1126/science.272.5266.1286,PMID8662456
^Appourchaux, T.; Belkacem, K.; Broomhall, A.-M.; Chaplin, W. J.; Gough, D. O.; Houdek, G.; Provost, J.; Baudin, F.; Boumier, P.; Elsworth, Y. (2010), "The quest for the solar g modes",Astronomy and Astrophysics Review,18 (1–2), s. 197,arXiv:0910.0848 $2,doi:10.1007/s00159-009-0027-z
^abGough, D.O. (1984), "Solar inverse theory",Solar Seismology from Space (Ed. R.K. Ulrich, JPL Publ., Pasadena), 84-84, ss. 49-78
^Garc\'\ia, R. A.; Turck-Chi\`eze, S.; Jiménez-Reyes, S. J.; Ballot, J.; Pallé, P. L.; Eff-Darwich, A.; Mathur, S.; Provost, J. (2007), "Tracking Solar Gravity Modes: The Dynamics of the Solar Core",Science,316 (5831), ss. 1591-3,doi:10.1126/science.1140598,PMID17478682
^Fossat, E.; Boumier, P.; Corbard, T.; Provost, J.; Salabert, D.; Schmider, F. X.; Gabriel, A. H.; Grec, G.; Renaud, C.; Robillot, J. M. (2017), "Asymptotic g modes: Evidence for a rapid rotation of the solar core",Astronomy and Astrophysics,604, ss. A40,arXiv:1708.00259 $2,doi:10.1051/0004-6361/201730460
^Schunker, H.; Schou, J.; Gaulme, P.; Gizon, L. (2018), "Fragile Detection of Solar g-Modes by Fossat et al.",Solar Physics,293 (6), s. 95,arXiv:1804.04407 $2,doi:10.1007/s11207-018-1313-6
^Scherrer, P. H.; Gough, D. O. (2019), "A critical evaluation of recent claims concerning solar rotation",Astrophysical Journal,877 (1), ss. 42-53,arXiv:1904.02820 $2,doi:10.3847/1538-4357/ab13ad
^Gough, D.O. (1982), "A review of the theory of solar oscillations and its implications concerning the internal structure of the Sun",In Pulsations in Classical and Cataclysmic Variable Stars (Ed. J.P. Cox & C.J. Hansen, JILA, Boulder), ss. 117-137
^Gough, D.O. (2003), "What have we learned from helioseismology, what have we really learned, and what do we aspire to learn?",Solar Physics,287 (1–2), ss. 9-41,arXiv:1210.0820 $2,doi:10.1007/s11207-012-0099-1
^Kosovichev, A.G.; Christensen-Dalsgaard, J.; Däeppen, W.; Dziembowski, W.A.; Gough, D.O.; Thompson, M.J. (1992), "Sources of uncertainty in direct seismological measurements of the solar helium abundance",Mon. Not. R. Astron. Soc.,259 (3), ss. 536-558,Bibcode:1992MNRAS.259..536K,doi:10.1093/mnras/259.3.536
^Rhodes, Jr. E. J.; Kosovichev, A. G.; Schou, J.; ve diğerleri. (1997), "Measurements of Frequencies of Solar Oscillations from the MDI Medium-l Program",Solar Physics,175 (2), s. 287,doi:10.1023/A:1004963425123
^Lindsey, C.; Braun, D.C.; Jefferies, S.M. (Ocak 1993). T.M. Brown (Ed.)."Local Helioseismology of Subsurface Structure" in "GONG 1992. Seismic Investigation of the Sun and Stars".GONG 1992. Seismic Investigation of the Sun and Stars. Proceedings of a Conference Held in Boulder. Astronomical Society of the Pacific Conference Series.42. ss. 81-84.ISBN978-0-937707-61-6.
^Jensen, J. M. (2003), "Time-distance: what does it tell us?",Gong+ 2002. Local and Global Helioseismology: The Present and Future,517, s. 61
^Braun, D. C.; Lindsey, C. (2001), "Seismic Imaging of the Far Hemisphere of the Sun",Astrophysical Journal Letters,560 (2), ss. L189,doi:10.1086/324323
^Donea, A.-C.; Braun, D.C.; Lindsey, C. (Mart 1999). "Seismic Images of a Solar Flare".The Astrophysical Journal.513 (2): L143-L146.doi:10.1086/311915.
^Christensen-Dalsgaard, J.; Duvall, Jr. T. L.; Gough, D. O.; Harvey, J. W.; Rhodes, Jr. E. J. (1985), "Speed of sound in the solar interior",Nature,315 (6018), s. 378,doi:10.1038/315378a0
^Christensen-Dalsgaard, J.; Thompson, M. J.; Gough, D. O. (1989), "Differential asymptotic sound-speed inversions",MNRAS,238 (2), ss. 481-502,doi:10.1093/mnras/238.2.481
^Dziembowski, W.A.; Pamyatnykh, A.A.; Sienkiewicz, R. (1990), "Solar model from helioseismology and the neutrino flux problem",Mon. Not. R. Astron. Soc.,244, ss. 542-550
^Antia, H. M.; Basu, S. (1994), "Nonasymptotic helioseismic inversion for solar structure.",Astronomy & Astrophysics Supplement Series,107, s. 421
^Gough, D.O.; Thompson, M.J. (1991), "The inversion problem", M. S. Matthews; W. C. Livingston (Ed.),Solar interior and atmosphere, Tucson: University of Arizona Press, ss. 519-561
^Thompson, M. J.; Christensen-Dalsgaard, J.; Miesch, M. S.; Toomre, J. (2003), "The Internal Rotation of the Sun",Annual Review of Astronomy & Astrophysics,41, ss. 599-643,doi:10.1146/annurev.astro.41.011802.094848
^Beck, J. G. (2000), "A comparison of differential rotation measurements - (Invited Review)",Solar Physics,191 (1), ss. 47-70,doi:10.1023/A:1005226402796
^Leighton, R. B.; Noyes, R. W.; Simon, G. W. (1962), "Velocity Fields in the Solar Atmosphere. I. Preliminary Report.",Astrophysical Journal,135, s. 474,doi:10.1086/147285
^Evans, J. W.; Michard, R. (1962), "Observational Study of Macroscopic Inhomogeneities in the Solar Atmosphere. III. Vertical Oscillatory Motions in the Solar Photosphere.",Astrophysical Journal,136, s. 493,doi:10.1086/147403
^Leibacher, J. W.; Stein, R. F. (1971), "A New Description of the Solar Five-Minute Oscillation",Astrophysical Letters,7, s. 191
^Ulrich, R. K. (1970), "The Five-Minute Oscillations on the Solar Surface",Astrophysical Journal,162, s. 993,doi:10.1086/150731
^Deubner, F.-L. (1975), "Observations of low wavenumber nonradial eigenmodes of the sun",Astronomy and Astrophysics,44 (2), s. 371
^Rhodes, Jr. E. J.; Ulrich, R. K.; Simon, G. W. (1977), "Observations of nonradial p-mode oscillations on the sun",Astrophysical Journal,218, s. 901,doi:10.1086/155745
^Claverie, A.; Isaak, G. R.; McLeod, C. P.; van, der Raay H. B.; Cortes, T. R. (1979), "Solar structure from global studies of the 5-minute oscillation",Nature,282 (5739), ss. 591-594,doi:10.1038/282591a0
^Christensen-Dalsgaard, J.; Gough, D. O. (1976), "Towards a heliological inverse problem",Nature,259 (5539), s. 89,doi:10.1038/259089a0
^Christensen-Dalsgaard, J.; Gough, D. O. (1981), "Comparison of the observed solar whole-disk oscillation frequencies with the predictions of a sequence of solar models",Astron. Astrophys.,104 (2), ss. 173-176
^Gough, D.O. (1977), "Random remarks on solar hydrodynamics",Proc. IAU Colloq. 36, ss. 3-36
^Rhodes, Jr. E. J.; Ulrich, R. K. (1977), "The sensitivity of nonradial p mode eigenfrequencies to solar envelope structure",Astrophysical Journal,218, ss. 521-529,doi:10.1086/155705
^Libbrecht, K. G.; Woodard, M. F. (1990), "Solar-cycle effects on solar oscillation frequencies",Nature,345 (6278), s. 779,doi:10.1038/345779a0
^Aindow, A.; Elsworth, Y. P.; Isaak, G. R.; McLeod, C. P.; New, R.; Vanderraay, H. B. (1988), "The current status of the Birmingham solar seismology network",Seismology of the Sun and Sun-Like Stars,286, s. 157
^Chaplin, W. J.; Elsworth, Y.; Howe, R.; Isaak, G. R.; McLeod, C. P.; Miller, B. A.; van, der Raay H. B.; Wheeler, S. J.; New, R. (1996), "BiSON Performance",Solar Physics,168 (1), s. 1,doi:10.1007/BF00145821
^Harvey, J. W.; Hill, F.; Kennedy, J. R.; Leibacher, J. W.; Livingston, W. C. (1988), "The Global Oscillation Network Group (GONG)",Advances in Space Research,8 (11), s. 117,doi:10.1016/0273-1177(88)90304-3)
^Chaplin, W. J.; Elsworth, Y.; Miller, B. A.; Verner, G. A.; New, R. (2007), "Solar p-Mode Frequencies over Three Solar Cycles",Astrophysical Journal,659 (2), s. 1749,doi:10.1086/512543
^Bahcall, J. N.; Pinsonneault, M. H.; Basu, S. (2001), "Solar Models: Current Epoch and Time Dependences Neutrinos and Helioseismological Properties",Astrophysical Journal,555 (2), ss. 990-1012,arXiv:astro-ph/0010346 $2,doi:10.1086/321493
^Asplund, M.; Grevesse, N.; Sauval, A. J. (2005), "The Solar Chemical Composition",Cosmic Abundances as Records of Stellar Evolution and Nucleosynthesis,336, s. 25
^Bahcall, J. N.; Basu, S.; Pinsonneault, M.; Serenelli, A. M. (2005), "Helioseismological Implications of Recent Solar Abundance Determinations",Astrophysical Journal,618 (2), ss. 1049-1056,arXiv:astro-ph/0407060 $2,doi:10.1086/426070
^Gough, D.O. (2003), "What have we learned from helioseismology, what have we really learned, and what do we aspire to learn?",Solar Physics,287 (1–2), ss. 9-41,arXiv:1210.0820 $2,doi:10.1007/s11207-012-0099-1
