علم الزلازل الشمسية

📅 آخر تحديث: ١ أغسطس ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ١ أغسطس ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 32 صور
الموسوعة الحرة

علم الزلازل الشمسية هو دراسة بنية الشمس وديناميكيتها من خلال تذبذباتها. وتنتج هذه التذبذبات بشكل أساسي عن موجات صوتية تتولد وتخمد باستمرار بفعل تيارات الحمل الحراري بالقرب من سطح الشمس. وهو مشابه لعلم الزلازل الأرضية ، أو علم الزلازل النجمية ، اللذين يدرسان الأرض والنجوم على التوالي من خلال تذبذباتهما. وبينما رُصدت تذبذبات الشمس لأول مرة في أوائل الستينيات، لم يُدرك إلا في منتصف السبعينيات أن هذه التذبذبات تنتشر في جميع أنحاء الشمس ، مما يسمح للعلماء بدراسة باطنها العميق. وقد صاغ دوغلاس غوف هذا المصطلح في التسعينيات. وينقسم هذا المجال الحديث إلى علم الزلازل الشمسية العالمي ، الذي يدرس أنماط الرنين الشمسي مباشرةً، [ 1 ] وعلم الزلازل الشمسية المحلي ، الذي يدرس انتشار الموجات المكونة بالقرب من سطح الشمس. [ 2 ]

ساهم علم الزلازل الشمسية في تحقيق العديد من الإنجازات العلمية. وكان أبرزها إثبات أن الشذوذ في تدفق النيوترينو المتوقع من الشمس لا يمكن أن يكون ناتجًا عن عيوب في النماذج النجمية، بل هو مشكلة في فيزياء الجسيمات . وقد حُلّت ما يُسمى بمشكلة نيوترينو الشمس في نهاية المطاف من خلال تذبذبات النيوترينو . [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ] وقد حظي الاكتشاف التجريبي لتذبذبات النيوترينو بجائزة نوبل في الفيزياء عام 2015. [ 6 ] كما أتاح علم الزلازل الشمسية قياسات دقيقة لعزوم رباعي الأقطاب (والعزوم ذات الرتب الأعلى) لجهد جاذبية الشمس، [ 7 ] [ 8 ] [ 9 ] والتي تتوافق مع النسبية العامة . وأظهرت الحسابات الزلزالية الشمسية الأولى لملف دوران الشمس الداخلي فصلًا تقريبيًا إلى لب يدور بشكل صلب وغلاف يدور بشكل تفاضلي. تُعرف الطبقة الحدية الآن باسم طبقة التاكوكلين [ 10 ] ، ويُعتقد أنها عنصر أساسي في الدينامو الشمسي . [ 11 ] على الرغم من أنها تتطابق تقريبًا مع قاعدة منطقة الحمل الحراري الشمسي - كما يُستدل عليه أيضًا من خلال علم الزلازل الشمسية - إلا أنها تختلف عنها من حيث المفهوم، فهي طبقة حدية يوجد فيها تدفق مداري متصل بمنطقة الحمل الحراري، ويتأثر بالتفاعل بين الميل الحراري وإجهادات ماكسويل. [ 12 ]

يستفيد علم الزلازل الشمسية بشكل كبير من المراقبة المستمرة للشمس، والتي بدأت برصد متواصل من قرب القطب الجنوبي خلال فصل الصيف الجنوبي. [ 13 ] [ 14 ] إضافةً إلى ذلك، أتاحت عمليات الرصد على مدار دورات شمسية متعددة لعلماء الزلازل الشمسية دراسة التغيرات في بنية الشمس على مدى عقود. وقد أصبحت هذه الدراسات ممكنة بفضل شبكات التلسكوبات العالمية مثل مجموعة شبكة التذبذبات العالمية (GONG) وشبكة برمنغهام للتذبذبات الشمسية (BiSON)، والتي تعمل منذ عقود عديدة.

أنواع التذبذب الشمسي

رسم توضيحي لنمط ضغط شمسي (نمط p) برتبة شعاعية n=14، ودرجة زاوية l=20، ورتبة سمتية m=16. يُظهر السطح التوافقي الكروي المقابل. ويُظهر الجزء الداخلي الإزاحة الشعاعية المحسوبة باستخدام نموذج شمسي قياسي. [ 15 ] تجدر الإشارة إلى أن زيادة سرعة الصوت مع اقتراب الموجات من مركز الشمس تُسبب زيادة مقابلة في الطول الموجي الصوتي.

تُفسَّر أنماط التذبذب الشمسي على أنها اهتزازات رنانة لسائل متناظر كرويًا تقريبًا، يخضع لجاذبية ذاتية، وفي حالة توازن هيدروستاتيكي. ويمكن تمثيل كل نمط تقريبًا كحاصل ضرب دالة لنصف القطر.ر{\displaystyle r}وتوافقي كرويYلم(θ،ϕ){\displaystyle Y_{l}^{m}(\theta ,\phi )}وبالتالي يمكن وصفها بالأعداد الكمية الثلاثة التي تحدد ما يلي:

  • عدد الأغلفة العقدية في نصف القطر، والمعروف باسم الترتيب الشعاعين{\displaystyle n}؛
  • العدد الإجمالي للدوائر العقدية على كل غلاف كروي، والمعروف بالدرجة الزاويةℓ{\displaystyle \ell }؛ و
  • عدد تلك الدوائر العقدية الطولية، والمعروفة باسم الترتيب السمتيم{\displaystyle m}.

يمكن إثبات أن التذبذبات تنقسم إلى فئتين: تذبذبات داخلية وفئة خاصة من التذبذبات السطحية. وبشكل أكثر تحديدًا، هناك:

أوضاع الضغط (أوضاع الضغط)

أنماط الضغط هي في جوهرها موجات صوتية ثابتة. القوة المُستعادة الرئيسية هي الضغط (وليس الطفو)، ومن هنا جاءت التسمية. جميع التذبذبات الشمسية المستخدمة للاستدلال على باطن الأرض هي أنماط ضغط، بترددات تتراوح بين 1 و5 ملي هرتز تقريبًا، وزوايا تتراوح من الصفر (حركة شعاعية بحتة) إلى رتبة103{\displaystyle 10^{3}}بشكل عام، تتفاوت كثافة الطاقة في هذه الجسيمات مع نصف القطر بشكل عكسي مع سرعة الصوت، لذا فإن تردداتها الرنانة تتحدد بشكل أساسي بواسطة المناطق الخارجية للشمس. ونتيجة لذلك، يصعب استنتاج بنية لب الشمس منها.

مخطط انتشار نموذج شمسي قياسي [ 16 ] يوضح مواضع التذبذبات ذات الطابع g (باللون الأزرق) أو مواضع أنماط ثنائي القطب ذات الطابع p (باللون البرتقالي). يُظهر الخط المتقطع تردد القطع الصوتي، المحسوب من خلال نمذجة أكثر دقة، والذي عنده لا تُحصر الأنماط داخل النجم، ولا يحدث رنين تقريبًا.

أنماط الجاذبية (أنماط g)

تقتصر أنماط الجاذبية على المناطق المستقرة حراريًا، سواءً في باطن الشمس الإشعاعي أو في الغلاف الجوي. وتُعدّ قوة الطفو هي القوة المُعيدة في الغالب، وبالتالي تُعتبر الجاذبية، التي استمدت منها هذه الأنماط اسمها. وهي تتلاشى في منطقة الحمل الحراري، ولذلك فإن أنماط الجاذبية الداخلية لها سعات ضئيلة على السطح، ويصعب للغاية رصدها وتحديدها. [ 17 ] ومن المعروف منذ زمن طويل أن قياس حتى عدد قليل من أنماط الجاذبية يُمكن أن يُحسّن بشكل كبير معرفتنا بباطن الشمس العميق. [ 18 ] ومع ذلك، لم يتم قياس أي نمط جاذبية بشكل قاطع حتى الآن، على الرغم من وجود ادعاءات [ 19 ] [ 20 ] وتحديات [ 21 ] [ 22 ] لاكتشافها بشكل غير مباشر. بالإضافة إلى ذلك، قد توجد أنماط جاذبية مماثلة محصورة في الغلاف الجوي المستقر حراريًا.

أنماط الجاذبية السطحية (أنماط f)

تُشابه موجات الجاذبية السطحية الموجات في المياه العميقة، إذ تتميز بأن اضطراب الضغط اللاغرانجي فيها يكاد يكون معدومًا. وهي ذات درجة عالية.ℓ{\displaystyle \ell }، يخترق مسافة مميزةR/ℓ{\displaystyle R/\ell }، أينR{\displaystyle R}يمثل نصف قطر الشمس. وبتقريب جيد، فإنها تخضع لما يسمى بقانون تشتت موجات المياه العميقة:ω2=زكح{\displaystyle \omega ^{2}=gk_{\rm {h}}}بغض النظر عن طبقات الشمس، حيثω{\displaystyle \omega }التردد الزاوي،ز{\displaystyle g}هي جاذبية السطح وكح=ℓ/R{\displaystyle k_{\rm {h}}=\ell /R}يمثل العدد الموجي الأفقي، [ 23 ] ويميل تقاربياً إلى تلك العلاقة عندماكح→∞{\displaystyle k_{\rm {h}}\rightarrow \infty }.

ما يمكن أن يكشفه علم الزلازل

إن التذبذبات التي استُخدمت بنجاح في علم الزلازل هي في الأساس تذبذبات كظيمة. وبالتالي، فإن ديناميكيتها هي نتيجة لتأثير قوى الضغط.ص{\displaystyle p}(بالإضافة إلى إجهادات ماكسويل المفترضة) ضد مادة ذات كثافة قصور ذاتيρ{\displaystyle \rho }والتي تعتمد بدورها على العلاقة بينهما في ظل التغير الأديباتي، والتي يتم قياسها عادةً من خلال الأس الأديباتي (الأول).γ1{\displaystyle \gamma _{1}}قيم التوازن للمتغيراتص{\displaystyle p}وρ{\displaystyle \rho }(بالإضافة إلى السرعة الزاوية الصغيرة ديناميكيًا)Ωأوميغاوالمجال المغناطيسيب{\displaystyle {\rm {B}}}ترتبط هذه العوامل بقيد الدعم الهيدروستاتيكي، الذي يعتمد على الكتلة الكلية.م{\displaystyle M}ونصف القطرR{\displaystyle R}من الشمس. من الواضح أن ترددات التذبذبω{\displaystyle \omega }يعتمد فقط على المتغيرات الزلزاليةρ(ص،Ω،ب){\displaystyle \rho (p,\Omega ,{\rm {B)}}}،γ1{\displaystyle \gamma _{1}}،Ωأوميغاوب{\displaystyle {\rm {B}}}أو أي مجموعة مستقلة من الدوال الخاصة بها. وبالتالي، لا يمكن استخلاص المعلومات مباشرةً إلا من هذه المتغيرات. مربع سرعة الصوت الأديباتية،ج2=γ1ص/ρ{\displaystyle c^{2}=\gamma _{1}p/\rho }تُعدّ هذه الدالة شائعة الاستخدام، لأنها الكمية التي يعتمد عليها انتشار الصوت بشكل أساسي. [ 24 ] خصائص كميات أخرى غير زلزالية، مثل وفرة الهيليوم، [ 25 ]Y{\displaystyle Y}أو عمر التسلسل الرئيسي [ 26 ]ت⊙{\displaystyle t_{\odot }}لا يمكن استنتاج ذلك إلا من خلال إضافة افتراضات إضافية، مما يجعل النتيجة أكثر غموضاً.

تحليل البيانات

علم الزلازل الشمسية العالمي

طيف قدرة الشمس باستخدام بيانات من أجهزة على متن مرصد الشمس والغلاف الشمسي، مُقاسًا على محاور لوغاريتمية مزدوجة. تُظهر نطاقات التردد الثلاثة لجهاز VIRGO/SPM طيف قدرة متقاربًا. تُعدّ قياسات السرعة على خط البصر من مرصد GOLF أقل حساسية للضوضاء الحمراء الناتجة عن التحبب . تُظهر جميع مجموعات البيانات بوضوح أنماط التذبذب حول 3 ملي هرتز.
طيف قدرة الشمس حول المنطقة التي تبلغ فيها الأنماط أقصى قدرة، باستخدام بيانات من جهازي GOLF وVIRGO/SPM على متن مرصد الشمس والغلاف الشمسي. تُظهر الأنماط ذات الدرجة المنخفضة (l<4) نمطًا واضحًا يشبه المشط بتباعد منتظم.
طيف القدرة للزاوية المتوسطة (0≤ℓ<300{\displaystyle 0\leq \ell <300}تم حساب التذبذبات الشمسية على مدى 144 يومًا من البيانات المُستقاة من جهاز MDI على متن مسبار SOHO . [ 27 ] مقياس الألوان لوغاريتمي ومُشبع عند جزء من مئة من أقصى قدرة في الإشارة، لجعل الأنماط أكثر وضوحًا. تهيمن إشارة التحبب على منطقة الترددات المنخفضة. مع ازدياد الدرجة الزاوية، تتقارب ترددات الأنماط الفردية على قمم واضحة، كل منها يُقابل سلسلة من الأنماط منخفضة الرتبة.

تُعدّ تحويلة فورييه الأداة الرئيسية لتحليل البيانات الزلزالية الخام . وبتقريب جيد، يُمثّل كل نمط مذبذبًا توافقيًا مُخمّدًا، حيث تكون القدرة كدالة للتردد دالة لورنتز . تُسقط البيانات ذات الدقة المكانية عادةً على التوافقيات الكروية المطلوبة للحصول على سلاسل زمنية تُخضع بعد ذلك لتحويلة فورييه. ويقوم علماء الزلازل الشمسية عادةً بدمج أطياف القدرة أحادية البعد الناتجة في طيف ثنائي الأبعاد.

يهيمن على نطاق الترددات المنخفضة للتذبذبات التغيرات الناتجة عن التحبب . يجب أولاً تصفية هذه التغيرات قبل (أو بالتزامن مع) تحليل الأنماط. تكون التدفقات الحبيبية على سطح الشمس أفقية في الغالب، من مراكز الحبيبات الصاعدة إلى التيارات الهابطة الضيقة بينها. بالمقارنة مع التذبذبات، يُنتج التحبب إشارة أقوى في الشدة من سرعة خط البصر، لذا يُفضل استخدام الأخيرة في مراصد الزلازل الشمسية.

علم الزلازل الشمسية المحلي

يستخدم علم الزلازل الشمسية المحلي - وهو مصطلح صاغه تشارلز ليندسي ودوغ براون وستيوارت جيفريز في عام 1993 [ 28 ] - عدة طرق تحليل مختلفة لاستخلاص استنتاجات من البيانات الرصدية. [ 2 ]

  • استُخدمت طريقة فورييه -هانكل الطيفية في الأصل للبحث عن امتصاص الموجات بواسطة البقع الشمسية. [ 29 ]
  • يُستخدم تحليل مخططات الحلقات ، الذي قدمه فرانك هيل لأول مرة [ 30 ] ، لاستنتاج سرعة واتجاه التدفقات الأفقية أسفل سطح الشمس من خلال رصد انزياحات دوبلر للموجات الصوتية المحيطة من أطياف القدرة للتذبذبات الشمسية المحسوبة على مساحات من سطح الشمس (عادةً 15° × 15°). وبالتالي، يُعد تحليل مخططات الحلقات تعميمًا لعلم الزلازل الشمسية العالمي، مُطبقًا على مناطق محلية على سطح الشمس (بدلًا من نصفها). على سبيل المثال، يمكن مقارنة سرعة الصوت ومعامل التمدد الحراري داخل المناطق النشطة مغناطيسيًا والمناطق غير النشطة (الشمس الهادئة). [ 31 ]
  • يهدف علم الزلازل الشمسية الزمني المكاني [ 32 ] إلى قياس وتفسير أزمنة انتقال الموجات الشمسية بين أي موقعين على سطح الشمس. وتؤثر عدم التجانسات القريبة من مسار الشعاع الواصل بين الموقعين على زمن انتقال الموجات بينهما. ولذا، يجب حل مسألة عكسية لاستنتاج البنية المحلية وديناميكيات باطن الشمس. [ 33 ]
  • التصوير المجسم الزلزالي الشمسي ، الذي قدمه تشارلز ليندسي ودوغ براون بالتفصيل لغرض تصوير الجانب البعيد (المغناطيسي) من الشمس، [ 34 ] هو حالة خاصة من التصوير المجسم الحساس للطور. وتقوم فكرته على استخدام المجال الموجي على القرص المرئي لدراسة المناطق النشطة على الجانب البعيد من الشمس. وتتمثل الفكرة الأساسية في التصوير المجسم الزلزالي الشمسي في إمكانية استخدام المجال الموجي، مثل سرعة دوبلر على خط البصر المرصودة على سطح الشمس، لتقدير المجال الموجي في أي موقع داخل الشمس وفي أي لحظة زمنية. وبهذا المعنى، يشبه التصوير المجسم إلى حد كبير الهجرة الزلزالية ، وهي تقنية في الجيوفيزياء تُستخدم منذ أربعينيات القرن العشرين. وكمثال آخر، استُخدمت هذه التقنية لإنتاج صورة زلزالية لتوهج شمسي. [ 35 ]
  • في النمذجة المباشرة ، تكمن الفكرة في تقدير التدفقات تحت السطحية من خلال الانعكاس المباشر لارتباطات التردد-العدد الموجي التي تظهر في مجال الموجة في مجال فورييه. وقد أثبت وودارد [ 36 ] قدرة هذه التقنية على استعادة التدفقات القريبة من السطح باستخدام أنماط التردد f.

الانقلاب

مقدمة

تمثل أنماط تذبذب الشمس مجموعة منفصلة من الملاحظات الحساسة لبنيتها المتصلة. وهذا يسمح للعلماء بصياغة مسائل عكسية لبنية الشمس الداخلية وديناميكياتها. وبالنظر إلى نموذج مرجعي للشمس، فإن الفروق بين ترددات أنماطه وترددات الشمس، إذا كانت صغيرة، تُعتبر متوسطات مرجحة للفروق بين بنية الشمس وبنية النموذج المرجعي. ويمكن بعد ذلك استخدام فروق الترددات لاستنتاج تلك الفروق البنيوية. وتُعرف دوال ترجيح هذه المتوسطات باسم النوى .

بناء

أُجريت أولى عمليات عكس بنية الشمس باستخدام قانون دوفال [ 37 ] ، ثم لاحقًا باستخدام قانون دوفال الخطي حول نموذج شمسي مرجعي. [ 38 ] وقد استُكملت هذه النتائج بتحليلات خطية لمجموعة المعادلات الكاملة التي تصف التذبذبات النجمية حول نموذج مرجعي نظري [ 18 ] [ 39 ] [ 40 ] ، وهي الآن طريقة قياسية لعكس بيانات التردد. [ 41 ] [ 42 ] وقد أظهرت عمليات العكس اختلافات في النماذج الشمسية، والتي تم تقليلها بشكل كبير من خلال تطبيق الترسيب الجاذبي : وهو الانفصال التدريجي للعناصر الأثقل نحو مركز الشمس (والعناصر الأخف نحو السطح لتحل محلها). [ 43 ] [ 44 ]

تناوب

تم استنتاج شكل الدوران الداخلي للشمس باستخدام بيانات من جهاز التصوير الزلزالي والمغناطيسي الشمسي الموجود على متن مرصد ديناميكيات الشمس . تم اقتطاع نصف القطر الداخلي عند المناطق التي تقل فيها دقة القياسات عن 1%، وهو ما يحدث عند حوالي ثلاثة أرباع المسافة إلى مركز الشمس. يشير الخط المتقطع إلى قاعدة منطقة الحمل الحراري الشمسي، والتي تتزامن مع الحد الفاصل الذي يتغير عنده شكل الدوران، والمعروف باسم منطقة التغير السريع للدوران.

لو كانت الشمس كروية تمامًا، لكانت ترددات الأنماط ذات الرتب السمتية المختلفة (m) متساوية. إلا أن الدوران يكسر هذا التماثل، وتختلف ترددات الأنماط بفواصل دورانية تمثل متوسطات مرجحة للسرعة الزاوية عبر الشمس. وتتأثر الأنماط المختلفة بأجزاء مختلفة من الشمس، وإذا توفرت بيانات كافية، يمكن استخدام هذه الاختلافات لاستنتاج معدل الدوران في جميع أنحاء الشمس. [ 45 ] على سبيل المثال، لو كانت الشمس تدور بانتظام في جميع أنحائها، لانقسمت جميع الأنماط (p) بمقدار متساوٍ تقريبًا. في الواقع، السرعة الزاوية ليست منتظمة، كما يتضح على السطح، حيث يدور خط الاستواء أسرع من القطبين. [ 46 ] تدور الشمس ببطء كافٍ يجعل نموذجًا كرويًا غير دوار قريبًا بما يكفي من الواقع لاستنتاج النوى الدورانية.

لقد أظهر علم الزلازل الشمسية أن للشمس شكل دوران يتضمن العديد من السمات: [ 47 ]

  • منطقة إشعاعية تدور بشكل صلب (أي غير حرارية)، على الرغم من أن معدل دوران اللب الداخلي غير معروف جيدًا؛
  • طبقة قص رقيقة، تُعرف باسم طبقة التاكوكلين ، والتي تفصل بين الجزء الداخلي الذي يدور بشكل صلب والغلاف الحملي الذي يدور بشكل تفاضلي؛
  • غلاف حراري يتغير فيه معدل الدوران بتغير العمق وخط العرض؛ و
  • طبقة قص نهائية أسفل السطح مباشرة، حيث يتباطأ معدل الدوران باتجاه السطح.

العلاقة بالمجالات الأخرى

علم الزلازل الجيولوجية

نشأت علم الزلازل الشمسية من القياس على علم الزلازل الأرضية، لكن لا تزال هناك اختلافات جوهرية عديدة. أولًا، تفتقر الشمس إلى سطح صلب، وبالتالي لا يمكنها دعم موجات القص . من منظور تحليل البيانات، يختلف علم الزلازل الشمسية العالمي عن علم الزلازل الأرضية في اقتصاره على دراسة الأنماط الطبيعية. لذا، يُعدّ علم الزلازل الشمسية المحلي أقرب إلى علم الزلازل الأرضية من حيث أنه يدرس مجال الموجات الكامل.

علم الزلازل النجمية

بما أن الشمس نجم، فإن علم الزلازل الشمسية يرتبط ارتباطًا وثيقًا بدراسة التذبذبات في النجوم الأخرى، والمعروفة باسم علم الزلازل النجمية . ويرتبط علم الزلازل الشمسية ارتباطًا وثيقًا بدراسة النجوم التي تُحفز وتُخمد تذبذباتها أيضًا بواسطة مناطق الحمل الحراري الخارجية، والمعروفة باسم المذبذبات الشبيهة بالشمس ، ولكن النظرية الأساسية متشابهة بشكل عام بالنسبة لأنواع أخرى من النجوم المتغيرة.

يتمثل الاختلاف الرئيسي في عدم إمكانية رصد التذبذبات في النجوم البعيدة. ولأن القطاعات الأكثر سطوعًا والأكثر ظلمة من التوافقي الكروي تلغي بعضها بعضًا، فإن هذا يحصر علم الزلازل النجمية بشكل شبه كامل في دراسة الأنماط ذات الدرجة المنخفضة (الدرجة الزاوية).ℓ≤3{\displaystyle \ell \leq 3}وهذا يجعل عملية الانعكاس أكثر صعوبة، ولكن لا يزال من الممكن تحقيق الحدود العليا من خلال وضع افتراضات أكثر تقييدًا.

تاريخ

رُصدت التذبذبات الشمسية لأول مرة في أوائل الستينيات [ 48 ] [ 49 ] على شكل تغير شبه دوري في شدة الإشعاع وسرعة خط البصر، بفترة تقارب 5 دقائق. أدرك العلماء تدريجيًا أن هذه التذبذبات قد تكون أنماطًا عالمية للشمس، وتوقعوا أن تُشكّل هذه الأنماط قممًا واضحة في أطياف القدرة ثنائية الأبعاد. [ 50 ] [ 51 ] وقد تأكدت هذه القمم لاحقًا في رصد الأنماط عالية الدرجة في منتصف السبعينيات، [ 52 ] [ 53 ] كما تم تمييز مضاعفات الأنماط ذات الرتب الشعاعية المختلفة في عمليات رصد القرص الشمسي بأكمله. [ 13 ] [ 54 ] وفي الوقت نفسه تقريبًا، اقترح يورغن كريستنسن-دالسغارد ودوغلاس غوف إمكانية استخدام ترددات الأنماط الفردية لاستنتاج البنية الداخلية للشمس. [ 55 ] قاموا بمعايرة النماذج الشمسية باستخدام بيانات الدرجات المنخفضة [ 56 ] ووجدوا نموذجين متطابقين بشكل جيد، أحدهما بدرجات منخفضةY{\displaystyle Y}ومعدل إنتاج نيوترينو منخفض مماثللν{\displaystyle L_{\nu }}والآخر ذو أعلىY{\displaystyle Y}ولν{\displaystyle L_{\nu }}فضّلت معايرات الغلاف السابقة مقابل الترددات عالية الدرجة [ 57 ] [ 58 ] الخيار الأخير، لكن النتائج لم تكن مقنعة تمامًا. ولم يتضح الأمر إلا عندما ربط توم دوفال وجاك هارفي [ 14 ] مجموعتي البيانات المتطرفتين بقياس أنماط الدرجة المتوسطة لتحديد الأعداد الكمية المرتبطة بالملاحظات السابقة، والتي كانت أعلى-Y{\displaystyle Y}تم وضع النموذج، مما يشير في تلك المرحلة المبكرة إلى أن حل مشكلة النيوترينو يجب أن يكمن في الفيزياء النووية أو فيزياء الجسيمات.

طُوِّرت أساليب جديدة للعكس في ثمانينيات القرن الماضي، مما مكّن الباحثين من استنتاج توزيع سرعة الصوت، وبدقة أقل، الكثافة في معظم أنحاء الشمس، مما يدعم الاستنتاج القائل بأن الأخطاء المتبقية في استنتاج بنية الشمس ليست سبب مشكلة النيوترينو. ومع اقتراب نهاية العقد، بدأت الملاحظات أيضًا تُظهر أن ترددات نمط التذبذب تتغير بتغير دورة النشاط المغناطيسي للشمس . [ 59 ]

للتغلب على مشكلة عدم القدرة على رصد الشمس ليلاً، بدأت عدة مجموعات في إنشاء شبكات من التلسكوبات (مثل شبكة برمنغهام لتذبذبات الشمس ، أو BiSON، [ 60 ] [ 61 ] ومجموعة شبكة التذبذبات العالمية [ 62 ] ) بحيث تكون الشمس مرئية دائمًا من عقدة واحدة على الأقل. وقد ساهمت عمليات الرصد الطويلة والمتواصلة في تطوير هذا المجال، وتم تلخيص حالته في عدد خاص من مجلة ساينس عام 1996. [ 63 ] وتزامن ذلك مع بدء التشغيل الاعتيادي لمرصد الشمس والغلاف الشمسي (SoHO)، الذي بدأ بإنتاج بيانات عالية الجودة لعلم الزلازل الشمسية.

شهدت السنوات اللاحقة حل مشكلة النيوترينو الشمسي، وبدأت عمليات الرصد الزلزالي طويلة الأمد تسمح بتحليل دورات النشاط الشمسي المتعددة. [ 64 ] وقد اختلّ التوافق بين النماذج الشمسية القياسية وعمليات الانعكاس الزلزالي الشمسي [ 65 ] بسبب قياسات جديدة لمحتوى العناصر الثقيلة في الغلاف الضوئي الشمسي، استنادًا إلى نماذج ثلاثية الأبعاد مفصلة. [ 66 ] وعلى الرغم من أن النتائج عادت لاحقًا إلى القيم التقليدية المستخدمة في التسعينيات، [ 67 ] إلا أن الوفرة الجديدة أدت إلى تدهور كبير في التوافق بين النماذج وعمليات الانعكاس الزلزالي الشمسي. [ 68 ] وقد تم تصحيح هذا التباين، المعروف بمشكلة الوفرة الشمسية، من خلال إعادة تحليل عام 2022، والتي صححت كمية العناصر الثقيلة إلى قيمتها القديمة. [ 69 ]

استمرت عمليات الرصد الفضائية التي يقوم بها مرصد سوهو، وانضم إليه في عام 2010 مرصد ديناميكا الشمس (SDO)، الذي يواصل رصد الشمس باستمرار منذ بدء عملياته. إضافةً إلى ذلك، تستمر الشبكات الأرضية (ولا سيما BiSON وGONG) في العمل، موفرةً بيانات شبه متواصلة من الأرض أيضاً.

انظر أيضاً

مراجع

  1. ↑ غوف، د.و.؛ كوسوفيتشيف، أ.ج.؛ تومري، ج.؛ وآخرون  (1996)، "البنية الزلزالية للشمس"، مجلة ساينس ، 272 (5266): 1296-1300 ، رمز Bibcode : 1996Sci...272.1296G ، doi : 10.1126/science.272.5266.1296 ، PMID 8662458 ، S2CID 15996636  
  2. 1 2 جيزون، ل.؛ بيرش، أ.س. (2005)، "علم الزلازل الشمسية المحلي"، مراجعات حية في الفيزياء الشمسية ، 2 (1): 6، رمز Bibcode : 2005LRSP....2....6G ، doi : 10.12942/lrsp-2005-6
  3. ↑ فوكودا، ي.؛ تعاون سوبر-كاميوكاندي (1998)، "دليل على تذبذب النيوترينوات الجوية"، مجلة Physical Review Letters ، 81 (8): 1562-1567 ، arXiv : hep-ex/9807003 ، Bibcode : 1998PhRvL..81.1562F ، doi : 10.1103/PhysRevLett.81.1562
  4. ↑ باهكال، جيه إن؛ كونشا، غونزاليس-غارسيا إم؛ بي، نا-غاراي سي (2001)، "تحليل شامل لتذبذبات النيوترينو الشمسي بما في ذلك قياس SNO CC"، مجلة فيزياء الطاقة العالية ، 2001 (8): 014، arXiv : hep-ph/0106258 ، Bibcode : 2001JHEP...08..014B ، doi : 10.1088/1126-6708/2001/08/014 ، S2CID 6595480 
  5. ↑ باهكال، جيه إن (2001)، "فيزياء الطاقة العالية: النيوترينوات تكشف عن شخصيات مزدوجة"، مجلة نيتشر ، 412 (6842): 29-31 ، رمز Bibcode : 2001Natur.412...29B ، doi : 10.1038/35083665 ، PMID 11452285 ، S2CID 205018839  
  6. ↑ ويب، جوناثان (6 أكتوبر 2015). "انقلاب النيوترينو يفوز بجائزة نوبل في الفيزياء" . بي بي سي نيوز .
  7. ↑ دوفال، تي إل جونيور؛ دزيمبوفسكي، دبليو إيه؛ غود، بي آر؛ غوف، دي أو؛ هارفي، جيه دبليو؛ ليباشر، جيه دبليو (1984)، "الدوران الداخلي للشمس"، مجلة نيتشر ، 310 (5972): 22-25 ، رمز Bibcode : 1984Natur.310...22D ، doi : 10.1038/310022a0 ، S2CID 4310140 
  8. ↑ بيبرز، ف.ب. (1998)، "تحديد عزم رباعي الأقطاب الجاذبية الشمسية باستخدام علم الزلازل الشمسية"، الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية ، 297 (3): L76– L80، arXiv : astro-ph/9804258 ، Bibcode : 1998MNRAS.297L..76P ، doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01801.x ، S2CID 14179539 
  9. ↑ أنطيا، إتش إم؛ شيتر، إس إم؛ غوف، دي أو (2008)، "التغيرات الزمنية في الطاقة الحركية الدورانية للشمس"، علم الفلك والفيزياء الفلكية ، 477 (2): 657-663 ، arXiv : 0711.0799 ، Bibcode : 2008A & A...477..657A ، doi : 10.1051/0004-6361:20078209
  10. ↑ شبيغل، إي. أ.؛ زان، ج.-ب. (1992)، "التاكوكلين الشمسي"، علم الفلك والفيزياء الفلكية ، 265 : 106، رمز Bibcode : 1992A & A...265..106S
  11. ↑ فان، ي. (2009)، "المجالات المغناطيسية في منطقة الحمل الحراري الشمسي"، مراجعات حية في الفيزياء الشمسية ، 6 (1) 4، رمز Bibcode : 2009LRSP....6....4F ، doi : 10.12942/lrsp-2009-4
  12. ↑ غوف، دكتور في الطب؛ ماكنتاير، م. إي (1998)، "حتمية وجود مجال مغناطيسي في باطن الشمس"، مجلة نيتشر ، 394 (6695): 755، رمز Bibcode : 1998Natur.394..755G ، doi : 10.1038/29472 ، S2CID 1365619 
  13. 1 2 غريك، جي.؛ فوسات، إي.؛ بوميرانتز، إم. (1980)، "التذبذبات الشمسية: رصد القرص الكامل من القطب الجنوبي الجغرافي"، نيتشر ، 288 (5791): 541-544 ، Bibcode : 1980Natur.288..541G ، doi : 10.1038/288541a0 ، S2CID 4345313 
  14. 1 2 دوفال الابن، تي إل؛ هارفي، جيه دبليو (1983)، "ملاحظات حول التذبذبات الشمسية ذات الدرجة المنخفضة والمتوسطة"، نيتشر ، 302 (5903): 24، Bibcode : 1983Natur.302...24D ، doi : 10.1038/302024a0 ، S2CID 4274994 
  15. ^ كريستنسن دالسجارد، ج. دابن، دبليو؛ أجوكوف، SV. أندرسون، ER؛ أنتيا، جلالة؛ باسو، س.؛ باتورين، فيرجينيا؛ بيرثوميو، ج.؛ شابوير، ب. شيتري، SM. كوكس، آن؛ ديمارك، ص. دوناتوفيتش، J .؛ دزيمبوفسكي، واشنطن؛ غابرييل، م. غوف، افعل؛ غونتر، دي بي؛ جوزيك، جا؛ هارفي، جي دبليو؛ هيل، ف. هوديك، ج.؛ إغليسياس، كاليفورنيا؛ كوسوفيتشيف، AG. ليباخر، جي دبليو؛ موريل، P.؛ بروفيت، سي آر؛ بروفوست، J.؛ رايتر، J.؛ رودس الابن EJ. روجرز، ف.ج. روكسبورج، آي دبليو؛ طومسون، إم جي؛ أولريش، آر كيه (1996)، "الوضع الحالي لنمذجة الشمس"، مجلة ساينس ، 272 (5266): 1286-1292 ، رمز Bibcode : 1996Sci...272.1286C ، doi : 10.1126/science.272.5266.1286 ، PMID 8662456 ، S2CID 35469049  
  16. ↑ كريستنسن-دالسجارد، ج.؛ دابن، و.؛ أجوكوف، س. ف. (1996)، "الوضع الحالي لنمذجة الشمس"، مجلة ساينس ، 272 (5266): 1286-1292 ، رمز Bibcode : 1996Sci...272.1286C ، doi : 10.1126/science.272.5266.1286 ، PMID 8662456 ، S2CID 35469049  
  17. ^ أبورشو، ت. بلقاسم، ك. برومهول، إيه إم؛ شابلن، دبليو جيه؛ غوف، افعل؛ هوديك، ج.؛ بروفوست، J.؛ بودين، ف. بوميير، ب. إلسورث، Y.؛ غارسيا، را؛ أندرسن، بي إن؛ فينسترل، دبليو؛ فر أوهليتش، سي؛ غابرييل، أ.؛ اليونانية، G.؛ خيمينيز، أ. كوسوفيتشيف، أ. سيكي، T.؛ توتين، T.؛ تورك-تشيز، س. (2010)، "البحث عن أنماط g الشمسية"، مجلة مراجعة علم الفلك والفيزياء الفلكية ، 18 ( 1-2 ): 197، arXiv : 0910.0848 ، Bibcode : 2010A & ARv..18..197A ، doi : 10.1007/s00159-009-0027-z ، S2CID 119272874 
  18. 1 2 غوف، د.و. (1984)، "النظرية العكسية الشمسية"، علم الزلازل الشمسية من الفضاء (تحرير ر.ك. أولريش، منشورات مختبر الدفع النفاث، باسادينا) ، 84-84 : 49-78 ، رمز Bibcode : 1984sses.nasa...49G
  19. ↑ غارسيا، ر.أ.؛ تورك-تشيز، س.؛ خيمينيز-رييس، س.ج.؛ بالوت، ج.؛ بالي، ب.ل.؛ إيف-دارويش، أ.؛ ماثور، س.؛ بروفوست، ج. (2007)، "تتبع أنماط الجاذبية الشمسية: ديناميكيات لب الشمس"، مجلة ساينس ، 316 (5831): 1591-1593 ، رمز Bibcode : 2007Sci...316.1591G ، doi : 10.1126/science.1140598 ، PMID 17478682 ، S2CID 35285705  
  20. ^ فوسات، إي. بوميير، ب. كوربارد، T.؛ بروفوست، J.؛ سالبرت، د.؛ شميدر، فكس. غابرييل، ه. اليونانية، G.؛ رينو، C .؛ روبيلوت، JM. روكا كورتيس، ت.؛ تورك-تشيز، إس؛ أولريش، RK؛ Lazrek، M. (2017)، “Asymptotic g Modes: Evidence for a Rapid Rotation of the Solar core”، علم الفلك والفيزياء الفلكية ، 604 : A40، أرخايف : 1708.00259 ، بيب كود : 2017A & A …604A..40F ، دوى : 10.1051/0004-6361/201730460 ، S2CID 53498421 
  21. ^ شونكر، هـ. شو، J.؛ غولم، ب. Gizon، L. (2018)، “Fragile Detection of Solar g-Modes by Fossat et al.”، الفيزياء الشمسية ، 293 (6): 95، أرخايف : 1804.04407 ، بيب كود : 2018SoPh..293...95S ، دوى : 10.1007/s11207-018-1313-6
  22. ↑ شيرر، بي إتش؛ غوف، دي أو (2019)، "تقييم نقدي للادعاءات الحديثة المتعلقة بدوران الشمس"، مجلة الفيزياء الفلكية ، 877 (1): 42-53 ، arXiv : 1904.02820 ، Bibcode : 2019ApJ...877...42S ، doi : 10.3847/1538-4357/ab13ad ، S2CID 102351083 
  23. ↑ غوف، دكتور في الطب (1982)، "مراجعة لنظرية التذبذبات الشمسية وآثارها المتعلقة بالبنية الداخلية للشمس"، في كتاب "النبضات في النجوم المتغيرة الكلاسيكية والكارثية" (تحرير جيه بي كوكس وسي جيه هانسن، معهد علم الفلك والفيزياء الفلكية، بولدر) : 117-137 ، رمز Bibcode : 1982pccv.conf..117G
  24. ↑ غوف، د.و. (2003)، "ماذا تعلمنا من علم الزلازل الشمسية، وماذا تعلمنا حقًا، وماذا نطمح إلى تعلمه؟"، الفيزياء الشمسية ، 287 ( 1-2 ): 9-41 ، arXiv : 1210.0820 ، doi : 10.1007/s11207-012-0099-1 ، S2CID 119291920 
  25. ↑ كوسوفيتشيف، أ.ج.؛ كريستنسن-دالسجارد، ج.؛ ديبن، و.؛ دزيمبوفسكي، و.أ.؛ جوف، د.أ.؛ طومسون، م.ج. (1992)، "مصادر عدم اليقين في القياسات الزلزالية المباشرة لوفرة الهيليوم الشمسي" (ملف PDF) ، الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية ، 259 (3): 536-558 ، رمز Bibcode : 1992MNRAS.259..536K ، doi : 10.1093/mnras/259.3.536
  26. ↑ هوديك، ج.؛ غوف، د.و. (2011)، "حول العمر الزلزالي ووفرة العناصر الثقيلة في الشمس"، الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية ، 418 (2): 1217-1230 ، arXiv : 1108.0802 ، Bibcode : 2011MNRAS.418.1217H ، doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19572.x
  27. ↑ رودس الابن، إي جيه؛ كوسوفيتشيف، إيه جي؛ شو، جيه؛ وآخرون (1997)، "قياسات ترددات التذبذبات الشمسية من برنامج MDI Medium-1"، الفيزياء الشمسية ، 175 (2): 287، Bibcode : 1997SoPh..175..287R ، doi : 10.1023/A:1004963425123 ، S2CID 51790986  
  28. ↑ ليندسي، سي.؛ براون، دي سي؛ جيفريز، إس إم (يناير 1993). تي إم براون (محرر). "علم الزلازل الشمسية المحلي لبنية باطن الأرض" في "GONG 1992. التحقيق الزلزالي للشمس والنجوم" . سلسلة مؤتمرات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. المجلد 42. الصفحات 81-84 . رمز Bibcode : 1993ASPC...42...81L . ISBN   978-0-937707-61-6.{{cite book}}تم |journal=تجاهله ( مساعدة )
  29. ↑ براون، دي سي؛ دوفال الابن، تي إل؛ لابونتي، بي جيه (أغسطس 1987). "الامتصاص الصوتي بواسطة البقع الشمسية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 319 : L27– L31. Bibcode : 1987ApJ...319L..27B . doi : 10.1086/184949 .
  30. ↑ هيل، ف. (أكتوبر 1988). "الحلقات والأبواق - أطياف القدرة ثلاثية الأبعاد للتذبذبات الشمسية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 333 : 996-1013 . Bibcode : 1988ApJ...333..996H . doi : 10.1086/166807 .
  31. ↑ باسو، س.؛ أنتيا، هـ.م.؛ بوغارت، ر.س. (أغسطس 2004). "تحليل مخطط الحلقة لبنية المناطق النشطة الشمسية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 610 (2): 1157-1168 . Bibcode : 2004ApJ...610.1157B . doi : 10.1086/421843 .
  32. ↑ دوفال الابن، تي إل؛ جيفريز، إس إم؛ هارفي، جيه دبليو؛ بوميرانتز، إم إيه (أبريل 1993). "علم الزلازل الشمسية الزمني المكاني". مجلة نيتشر . 362 (6419): 430-432 . Bibcode : 1993Natur.362..430D . doi : 10.1038/362430a0 . hdl : 2060/20110005678 . S2CID 4244835 . 
  33. ↑ جنسن، جيه إم (2003)، "الزمن والمسافة: ماذا يخبرنا؟"، غونغ + 2002. علم الزلازل الشمسية المحلي والعالمي: الحاضر والمستقبل ، 517 : 61، رمز Bibcode : 2003ESASP.517...61J
  34. ↑ براون، دي سي؛ ليندسي، سي. (2001)، "التصوير الزلزالي لنصف الكرة البعيد للشمس"، رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية ، 560 (2): L189، رمز Bibcode : 2001ApJ...560L.189B ، doi : 10.1086/324323
  35. ↑ دونيا، أ.-س.؛ براون، د.س.؛ ليندسي، س. (مارس 1999). "صور زلزالية لتوهج شمسي" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 513 (2): L143– L146. Bibcode : 1999ApJ...513L.143D . doi : 10.1086/311915 .
  36. ↑ وودارد، إم إف (يناير 2002). "استنتاج تدفق باطن الشمس مباشرةً من ارتباطات التردد-العدد الموجي في مجال السرعة الزلزالية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 565 (1): 634-639 . Bibcode : 2002ApJ...565..634W . CiteSeerX 10.1.1.513.1704 . doi : 10.1086/324546 . S2CID 122970114 .  
  37. ↑ كريستنسن-دالسجارد، ج.؛ دوفال، الابن، تي إل؛ جوف، دي أو؛ هارفي، جيه دبليو؛ رودس، الابن، إي جيه (1985)، "سرعة الصوت في باطن الشمس"، مجلة نيتشر ، 315 (6018): 378، رمز Bibcode : 1985Natur.315..378C ، doi : 10.1038/315378a0 ، S2CID 4338576 
  38. ↑ كريستنسن-دالسجارد، ج.؛ طومسون، م. ج.؛ جوف، د. أ. (1989)، "انعكاسات سرعة الصوت التقاربية التفاضلية"، MNRAS ، 238 (2): 481-502 ، Bibcode : 1989MNRAS.238..481C ، doi : 10.1093/mnras/238.2.481
  39. ↑ دزيمبوفسكي، دبليو إيه؛ بامياتنيخ، إيه إيه؛ سينكيويتش، آر. (1990)، "نموذج شمسي من علم الزلازل الشمسية ومشكلة تدفق النيوترينو"، الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية ، 244 : 542-550 ، رمز Bibcode : 1990MNRAS.244..542D
  40. ↑ أنطيا، إتش إم؛ باسو، إس. (1994)، "الانعكاس الهيليوسيزمي غير التقاربي لبنية الشمس."، سلسلة ملاحق علم الفلك والفيزياء الفلكية ، 107 : 421، رمز Bibcode : 1994A و AS..107..421A
  41. ↑ غوف، دكتور في الطب؛ طومسون، إم جيه (1991)، "مشكلة الانعكاس"، في إيه إن كوكس؛ دبليو سي ليفينغستون؛ إم إس ماثيوز (محررون)، باطن الشمس وغلافها الجوي ، توسون: مطبعة جامعة أريزونا، ص 519-561 ، رمز Bibcode : 1991sia..book..519G 
  42. ↑ باسو، س. (2016)، "علم الزلازل العالمي للشمس"، مراجعات حية في الفيزياء الشمسية ، 13 (1) 2، arXiv : 1606.07071 ، Bibcode : 2016LRSP...13....2B ، doi : 10.1007/s41116-016-0003-4 ، S2CID 118486913 
  43. ↑ كوكس، أ.ن.؛ جوزيك، ج.أ.؛ كيدمان، ر.ب. (1989)، "تذبذبات النماذج الشمسية مع انتشار العناصر الداخلية" ، المجلة الفيزيائية الفلكية ، 342 : 1187، رمز Bibcode : 1989ApJ...342.1187C ، doi : 10.1086/167675 ، OSTI 5776275 ، S2CID 122535514  
  44. ↑ كريستنسن-دالسجارد، ج.؛ بروفيت، سي آر؛ طومسون، إم جيه (1993)، "تأثيرات الانتشار على النماذج الشمسية وترددات تذبذبها" (ملف PDF) ، رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية ، 403 : L75، Bibcode : 1993ApJ...403L..75C ، doi : 10.1086/186725
  45. ↑ تومسون، إم جيه؛ كريستنسن-دالسجارد، جيه؛ ميش، إم إس؛ تومري، جيه (2003)، "الدوران الداخلي للشمس"، المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية ، 41 : 599-643 ، Bibcode : 2003ARA & A..41..599T ، doi : 10.1146/annurev.astro.41.011802.094848 ، S2CID 123622875 
  46. ↑ بيك، جي جي (2000)، "مقارنة قياسات الدوران التفاضلي - (مراجعة مدعوة)"، الفيزياء الشمسية ، 191 (1): 47-70 ، Bibcode : 2000SoPh..191...47B ، doi : 10.1023/A:1005226402796 ، S2CID 118030329 
  47. ↑ هاو، ر. (2009)، "دوران باطن الشمس وتغيراته"، مراجعات حية في الفيزياء الشمسية ، 6 (1): 1، arXiv : 0902.2406 ، Bibcode : 2009LRSP....6....1H ، doi : 10.12942/lrsp-2009-1 ، S2CID 10532243 
  48. ↑ لايتون، آر بي؛ نويز، آر دبليو؛ سيمون، جي دبليو (1962)، "حقول السرعة في الغلاف الجوي الشمسي. الجزء الأول: تقرير أولي."، المجلة الفيزيائية الفلكية ، 135 : 474، رمز Bibcode : 1962ApJ...135..474L ، doi : 10.1086/147285
  49. ↑ إيفانز، جيه دبليو؛ ميشارد، آر. (1962)، "دراسة رصدية لعدم التجانسات العيانية في الغلاف الجوي الشمسي. الجزء الثالث: الحركات التذبذبية الرأسية في الغلاف الضوئي الشمسي."، المجلة الفيزيائية الفلكية ، 136 : 493، رمز Bibcode : 1962ApJ...136..493E ، doi : 10.1086/147403
  50. ↑ ليباشر، جيه دبليو؛ شتاين، آر إف (1971)، "وصف جديد للتذبذب الشمسي ذي الخمس دقائق"، رسائل الفيزياء الفلكية ، 7 : 191، رمز Bibcode : 1971ApL.....7..191L
  51. ↑ أولريش، آر كيه (1970)، "التذبذبات التي تستغرق خمس دقائق على سطح الشمس"، المجلة الفيزيائية الفلكية ، 162 : 993، رمز Bibcode : 1970ApJ...162..993U ، doi : 10.1086/150731 ، S2CID 17225920 
  52. ↑ ديوبنر، ف. ل. (1975)، "ملاحظات على الأنماط الذاتية غير القطرية ذات العدد الموجي المنخفض للشمس"، علم الفلك والفيزياء الفلكية ، 44 (2): 371، رمز Bibcode : 1975A & A....44..371D
  53. ↑ رودس الابن، إي جيه؛ أولريش، آر كيه؛ سيمون، جي دبليو (1977)، "ملاحظات على تذبذبات نمط p غير القطرية على الشمس"، المجلة الفيزيائية الفلكية ، 218 : 901، Bibcode : 1977ApJ...218..901R ، doi : 10.1086/155745 ، S2CID 115143527 
  54. ↑ كلافيري، أ.؛ إيزاك، ج. ر.؛ ماكلويد، س. ب.؛ فان دير راي، هـ. ب.؛ كورتيس، ت. ر. (1979)، "بنية الشمس من دراسات عالمية للتذبذب الذي مدته 5 دقائق"، مجلة نيتشر ، 282 (5739): 591-594 ، رمز Bibcode : 1979Natur.282..591C ، doi : 10.1038/282591a0 ، S2CID 4342247 
  55. ↑ كريستنسن-دالسجارد، ج.؛ جوف، د.و. (1976)، "نحو مسألة عكسية في علم الشمس"، مجلة نيتشر ، 259 (5539): 89، رمز Bibcode : 1976Natur.259...89C ، doi : 10.1038/259089a0 ، S2CID 10540902 
  56. ↑ كريستنسن-دالسجارد، ج.؛ جوف، د.و. (1981)، "مقارنة ترددات تذبذب القرص الشمسي الكامل المرصودة مع تنبؤات سلسلة من النماذج الشمسية"، علم الفلك والفيزياء الفلكية ، 104 (2): 173-176 ، رمز Bibcode : 1981A & A...104..173C
  57. ↑ غوف، د.و. (1977)، "ملاحظات متفرقة حول الديناميكا المائية الشمسية"، وقائع ندوة الاتحاد الفلكي الدولي 36 : 3-36 ، رمز Bibcode : 1977ebhs.coll....3G
  58. ↑ رودس الابن، إي جيه؛ أولريش، آر كيه (1977)، "حساسية الترددات الذاتية للنمط p غير القطري لبنية الغلاف الشمسي"، المجلة الفيزيائية الفلكية ، 218 : 521-529 ، Bibcode : 1977ApJ...218..521U ، doi : 10.1086/155705
  59. ↑ ليبرخت، ك.ج.؛ وودارد، م.ف. (1990)، "تأثيرات الدورة الشمسية على ترددات التذبذب الشمسي"، مجلة نيتشر ، 345 (6278): 779، رمز Bibcode : 1990Natur.345..779L ، doi : 10.1038/345779a0 ، S2CID 4305062 
  60. ↑ أيندو، أ.؛ إلسورث، ي.ب.؛ إيزاك، ج.ر.؛ ماكلويد، س.ب.؛ نيو، ر.؛ فانديرراي، هـ.ب. (1988)، "الوضع الحالي لشبكة برمنغهام لعلم الزلازل الشمسية"، علم زلازل الشمس والنجوم الشبيهة بالشمس ، 286 : 157، رمز Bibcode : 1988ESASP.286..157A
  61. ↑ تشابلن، دبليو جيه؛ إلسورث، واي؛ هاو، آر؛ إيزاك، جي آر؛ ماكلويد، سي بي؛ ميلر، بي إيه؛ فان دير راي، إتش بي؛ ويلر، إس جيه؛ نيو، آر (1996)، "أداء بايسون"، الفيزياء الشمسية ، 168 (1): 1، رمز Bibcode : 1996SoPh..168....1C ، doi : 10.1007/BF00145821 ، S2CID 189828557 
  62. ↑ هارفي، جيه دبليو؛ هيل، إف؛ كينيدي، جيه آر؛ ليباشر، جيه دبليو؛ ليفينغستون، دبليو سي (1988)، "مجموعة شبكة التذبذب العالمي (GONG)"، التقدم في أبحاث الفضاء ، 8 (11): 117، رمز Bibcode : 1988AdSpR...8k.117H ، doi : 10.1016/0273-1177(88)90304-3)
  63. ↑ "عدد خاص: علم الزلازل الشمسية لـ GONG" ، مجلة ساينس ، 272 (5266)، 1996
  64. ↑ تشابلن، دبليو جيه؛ إلسورث، واي؛ ميلر، بي إيه؛ فيرنر، جي إيه؛ نيو، آر (2007)، "ترددات نمط p الشمسي على مدى ثلاث دورات شمسية"، المجلة الفيزيائية الفلكية ، 659 (2): 1749، رمز Bibcode : 2007ApJ...659.1749C ، doi : 10.1086/512543
  65. ↑ باهكال، جيه إن؛ بينسونولت، إم إتش؛ باسو، إس. (2001)، "النماذج الشمسية: الحقبة الحالية والاعتماد الزمني على النيوترينوات والخصائص الزلزالية الشمسية"، المجلة الفيزيائية الفلكية ، 555 (2): 990-1012 ، arXiv : astro-ph/0010346 ، Bibcode : 2001ApJ...555..990B ، doi : 10.1086/321493 ، S2CID 13798091 
  66. ↑ أسبلوند، م.؛ غريفيس، ن.؛ سوفال، أ. ج. (2005)، "التركيب الكيميائي الشمسي"، الوفرة الكونية كسجلات لتطور النجوم وتخليق العناصر ، 336 : 25، رمز Bibcode : 2005ASPC..336...25A
  67. ↑ أسبلوند، م.؛ غريفيس، ن.؛ سوفال، أ. ج.؛ سكوت، ب. (2009)، "التركيب الكيميائي للشمس"، المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية ، 47 (1): 481-522 ، arXiv : 0909.0948 ، Bibcode : 2009ARA & A..47..481A ، doi : 10.1146/annurev.astro.46.060407.145222 ، S2CID 17921922 
  68. ↑ باهكال، جيه إن؛ باسو، إس؛ بينسونولت، إم؛ سيرينيلي، إيه إم (2005)، "الآثار الزلزالية الشمسية لتحديدات الوفرة الشمسية الحديثة"، المجلة الفيزيائية الفلكية ، 618 (2): 1049-1056 ، arXiv : astro-ph/0407060 ، Bibcode : 2005ApJ...618.1049B ، doi : 10.1086/426070 ، S2CID 2412268 
  69. ^ ماج ، إيكاترينا. بيرجمان، ماريا. سيرينيلي، ألدو؛ باتيستا، مانويل؛ بليز، برتراند؛ هايتر، أولريكي؛ جربر، جيفري م. لودفيج، هانز غونتر؛ باسو، سارباني؛ فيرغسون، جايسون دبليو؛ جاليجو، هيلينا كارفاخال؛ قمرات، سيباستيان؛ بالميري، باتريك؛ كوينيت ، باسكال (مايو 2022). “القيود الرصدية على أصل العناصر: IV. التكوين القياسي للشمس “. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 661 : ج140. أرخايف : 2203.02255 . دوى : 10.1051/0004-6361/202142971 .

أجهزة الأقمار الصناعية

أجهزة أرضية

للمزيد من القراءة

  • كريستنسن-دالسجارد، يورغن. "ملاحظات محاضرة حول التذبذبات النجمية" . مؤرشف من الأصل في 1 يوليو 2018. تم الاطلاع عليه في 5 يونيو 2015 .
  • بيبرز، فرانك ب. (2006). مناهج في علم الزلازل الشمسية والنجمية . لندن: مطبعة إمبريال كوليدج. ISBN 978-1-8609-4755-1.