Heliosejsmologia - Helioseismology

Heliosejsmologia , termin ukuty przez Douglasa Gougha , to badanie struktury i dynamiki Słońca poprzez jego oscylacje. Są one głównie spowodowane przez fale dźwiękowe, które są stale napędzane i tłumione przez konwekcję w pobliżu powierzchni Słońca. Jest podobny do geosejsmologii lub asterosejsmologii (również wymyślonej przez Gougha), które są odpowiednio badaniami Ziemi lub gwiazdpoprzez ich oscylacje. Chociaż oscylacje Słońca zostały po raz pierwszy wykryte na początku lat sześćdziesiątych, dopiero w połowie lat siedemdziesiątych zdano sobie sprawę, że oscylacje rozchodziły się na całym Słońcu i mogły umożliwić naukowcom badanie głębokiego wnętrza Słońca. Współczesna dziedzina jest podzielona na globalną heliosejsmologię , która bada bezpośrednio mody rezonansowe Słońca, oraz lokalną heliosejsmologię , która bada propagację fal składowych w pobliżu powierzchni Słońca.

Heliosejsmologia przyczyniła się do wielu przełomów naukowych. Najbardziej godnym uwagi było wykazanie, że przewidywany strumień neutrin ze Słońca nie może być spowodowany wadami modeli gwiazdowych i musi być raczej problemem fizyki cząstek elementarnych . Tak zwany problem neutrin słonecznych został ostatecznie rozwiązany przez oscylacje neutrin . Eksperymentalne odkrycie oscylacji neutrin zostało uhonorowane Nagrodą Nobla w dziedzinie fizyki w 2015 roku . Heliosejsmologia umożliwiła również dokładne pomiary momentów kwadrupolowych (i wyższego rzędu) potencjału grawitacyjnego Słońca, co jest zgodne z Ogólną Teorią Względności . Pierwsze obliczenia heliosejsmiczne wewnętrznego profilu rotacji Słońca wykazały zgrubne rozdzielenie na sztywno obracający się rdzeń i obwiednię obracającą się w sposób różnicowy. Warstwa graniczna jest obecnie znana jako tachoklina i jest uważana za kluczowy element dynama słonecznego . Chociaż z grubsza pokrywa się z podstawą strefy konwekcji słonecznej — również wywnioskowanej przez heliosejsmologię — jest koncepcyjnie odrębna, będąc warstwą graniczną, w której występuje przepływ południkowy połączony ze strefą konwekcji i napędzany przez wzajemne oddziaływanie barokliczności i naprężeń Maxwella.

Heliosejsmologia czerpie największe korzyści z ciągłego monitorowania Słońca, które rozpoczęło się od nieprzerwanych obserwacji z okolic bieguna południowego podczas lata australijskiego. Ponadto obserwacje wielu cykli słonecznych umożliwiły heliosejsmologom badanie zmian w strukturze Słońca na przestrzeni dziesięcioleci. Badania te są możliwe dzięki globalnym sieciom teleskopów, takim jak Global Oscillation Network Group (GONG) i Birmingham Solar Oscillation Network (BiSON), które działają od kilkudziesięciu lat.

Rodzaje oscylacji słonecznych

Ilustracja trybu ciśnienia słonecznego (tryb p) z porządkiem promieniowym n=14, stopniem kątowym l=20 i porządkiem azymutalnym m=16. Powierzchnia pokazuje odpowiednią harmonikę sferyczną. Wnętrze pokazuje przemieszczenie promieniowe obliczone przy użyciu standardowego modelu słonecznego. Zauważ, że wzrost prędkości dźwięku w miarę zbliżania się fal do środka Słońca powoduje odpowiedni wzrost długości fali akustycznej.

Tryby oscylacji Słońca są interpretowane jako drgania rezonansowe mniej więcej sferycznie symetrycznego, samograwitującego płynu w równowadze hydrostatycznej. Każdy mod może być wówczas reprezentowany w przybliżeniu jako iloczyn funkcji promienia i harmonicznej sferycznej , a w konsekwencji może być scharakteryzowany przez trzy liczby kwantowe, które oznaczają: ${\ Displaystyle r}$${\ Displaystyle Y_ {l} ^ {m} (\ theta, \ phi)}$

• liczba powłok węzłowych w promieniu, znana jako rząd promieniowy ;${\ Displaystyle n}$
• całkowita liczba okręgów węzłowych na każdej sferycznej powłoce, zwana stopniem kątowym ; oraz${\displaystyle \ell}$
• liczba tych okręgów węzłowych, które są podłużne, znana jako porządek azymutalny .${\ Displaystyle m}$

Można wykazać, że oscylacje dzielą się na dwie kategorie: oscylacje wewnętrzne i specjalną kategorię oscylacji powierzchniowych. Mówiąc dokładniej, są to:

Tryby ciśnienia (tryby p)

Tryby ciśnienia to w istocie stojące fale dźwiękowe. Dominującą siłą przywracającą jest ciśnienie (a nie wypór), stąd nazwa. Wszystkie oscylacje słoneczne, które są używane do wnioskowania o wnętrzu, są modami p, z częstotliwościami od około 1 do 5 miliherców i stopniami kątowymi w zakresie od zera (ruch czysto promieniowy) do rzędu . Mówiąc ogólnie, ich gęstość energii zmienia się wraz z promieniem odwrotnie proporcjonalnym do prędkości dźwięku, więc ich częstotliwości rezonansowe są określane głównie przez zewnętrzne obszary Słońca. W konsekwencji trudno z nich wywnioskować strukturę jądra słonecznego. ${\ Displaystyle 10 ^ {3}}$

Wykres propagacji standardowego modelu słonecznego pokazujący, gdzie oscylacje mają charakter w trybie g (kolor niebieski) lub gdzie mody dipolowe mają charakter w trybie p (kolor pomarańczowy). Linia przerywana pokazuje akustyczną częstotliwość odcięcia obliczoną z bardziej precyzyjnego modelowania, powyżej której mody nie są uwięzione w gwieździe, a z grubsza mówiąc nie rezonują.

Tryby grawitacyjne (tryby g)

Mody grawitacyjne są ograniczone do obszarów konwekcyjnie stabilnych, albo wnętrza radiacyjnego, albo atmosfery. Siłą przywracającą jest głównie wypór, a więc pośrednio grawitacja, od której wzięły swoją nazwę. Zanikają one w strefie konwekcji, a zatem mody wewnętrzne mają niewielkie amplitudy na powierzchni i są niezwykle trudne do wykrycia i zidentyfikowania. Od dawna wiadomo, że pomiar nawet kilku modów g może znacząco zwiększyć naszą wiedzę o głębokim wnętrzu Słońca. Jednak żaden indywidualny mod g nie został jeszcze jednoznacznie zmierzony, chociaż zgłaszano i kwestionowano wykrywanie pośrednie. Dodatkowo mogą istnieć podobne mody grawitacyjne ograniczone do stabilnej konwekcyjnie atmosfery.

Tryby grawitacji powierzchniowej (tryby f)

Powierzchniowe fale grawitacyjne są analogiczne do fal w głębokiej wodzie i mają tę właściwość, że zaburzenia ciśnienia Lagrange'a są zasadniczo zerowe. Są one w dużym stopniu , penetrując charakterystyczną odległość , gdzie jest promień słoneczny. Z dobrym przybliżeniem są one zgodne z tak zwanym prawem dyspersji fal głębinowych: , niezależnie od stratyfikacji Słońca, gdzie jest częstotliwość kątowa, jest grawitacją powierzchniową, a jest liczbą falową poziomą, i dążą asymptotycznie do tej zależności, jak . ${\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}$

Co może ujawnić sejsmologia

Oscylacje, które zostały z powodzeniem wykorzystane w sejsmologii, są zasadniczo adiabatyczne. Ich dynamika jest zatem działaniem sił nacisku (plus domniemane naprężenia Maxwella) na materię o gęstości bezwładności , która sama w sobie zależy od relacji między nimi podczas zmiany adiabatycznej, zwykle określanej ilościowo za pomocą (pierwszego) wykładnika adiabatycznego . Równowagowe wartości zmiennych i (wraz z dynamicznie małą prędkością kątową i polem magnetycznym ) są związane z ograniczeniem podpory hydrostatycznej, która zależy od całkowitej masy i promienia Słońca. Oczywiście, częstotliwość drgań zależy tylko od zmiennych sejsmicznych , , i , i niezależnego zbioru funkcji z nich. W konsekwencji tylko o tych zmiennych można bezpośrednio uzyskać informacje. Taką powszechnie przyjętą funkcją jest kwadrat adiabatycznej prędkości dźwięku , ponieważ jest to wielkość, od której w głównej mierze zależy propagacja akustyczna. Właściwości innych, niesejsmicznych wielkości, takich jak liczebność helu lub wiek ciągu głównego , można wywnioskować jedynie poprzez uzupełnienie o dodatkowe założenia, co sprawia, że ​​wynik jest bardziej niepewny. ${\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_{\dot}}$

Analiza danych

Globalna heliosejsmologia

Widmo mocy Słońca na podstawie danych z instrumentów znajdujących się na pokładzie Obserwatorium Solarnego i Heliosferycznego na osiach podwójnego logarytmu. Trzy pasma przepustowe instrumentu VIRGO/SPM pokazują prawie takie samo widmo mocy. Obserwacje prędkości w linii wzroku z GOLF są mniej wrażliwe na czerwony szum wytwarzany przez granulację . Wszystkie zestawy danych wyraźnie pokazują tryby oscylacji około 3mHz.

Widmo mocy Słońca wokół miejsc, w których tryby mają maksymalną moc, z wykorzystaniem danych z instrumentów GOLF i VIRGO/SPM znajdujących się na pokładzie Obserwatorium Solarnego i Heliosferycznego. Tryby niskiego stopnia (l<4) pokazują wyraźny wzór przypominający grzebień z regularnymi odstępami.

Widmo mocy oscylacje słoneczne o średnim stopniu kątowym ( ), obliczone dla 144 dni danych z instrumentu MDI na pokładzie SOHO . Skala kolorów jest logarytmiczna i nasycona na jedną setną maksymalnej mocy sygnału, aby tryby były bardziej widoczne. W obszarze niskiej częstotliwości dominuje sygnał ziarninowania. Wraz ze wzrostem stopnia kątowego poszczególne częstotliwości modów zbiegają się w wyraźne grzbiety, z których każdy odpowiada sekwencji modów niższego rzędu.${\displaystyle 0\leq \ell <300}$

Głównym narzędziem analizy surowych danych sejsmicznych jest transformacja Fouriera . W dużym przybliżeniu każdy tryb jest tłumionym oscylatorem harmonicznym, dla którego moc w funkcji częstotliwości jest funkcją Lorentza . Dane o rozdzielczości przestrzennej są zwykle rzutowane na pożądane sferyczne harmoniczne w celu uzyskania szeregów czasowych, które są następnie przekształcane w Fouriera. Heliosejsmolodzy zazwyczaj łączą powstałe jednowymiarowe widma mocy w widmo dwuwymiarowe.

Dolny zakres częstotliwości drgań jest zdominowany przez zmiany spowodowane granulacją . Należy to najpierw odfiltrować przed (lub w tym samym czasie) analizowaniem trybów. Granulowane przepływy na powierzchni Słońca są przeważnie poziome, od środków wznoszących się granulek do wąskich prądów zstępujących między nimi. W stosunku do oscylacji, granulacja wytwarza silniejszy sygnał o intensywności niż prędkość w linii wzroku, więc ta ostatnia jest preferowana w obserwatoriach heliosejsmicznych.

Heliosejsmologia lokalna

Heliosejsmologia lokalna — termin ukuty przez Charlesa Lindseya, Douga Brauna i Stuarta Jefferiesa w 1993 roku — wykorzystuje kilka różnych metod analitycznych do wyciągania wniosków z danych obserwacyjnych.

• Fouriera Hankel sposób widmowy został użyty do wyszukiwania dla absorpcji fal przez plam.
• Analiza diagramu pierścieniowego , po raz pierwszy wprowadzona przez Franka Hilla, służy do wywnioskowania prędkości i kierunku przepływów poziomych pod powierzchnią Słońca, obserwując przesunięcia Dopplera fal akustycznych otoczenia na podstawie widm mocy oscylacji Słońca obliczonych na plamach powierzchni Słońca (zazwyczaj 15° × 15°). Zatem analiza diagramów pierścieniowych jest uogólnieniem globalnej heliosejsmologii stosowanej do lokalnych obszarów na Słońcu (w przeciwieństwie do połowy Słońca). Na przykład prędkość dźwięku i wskaźnik adiabatyczny można porównać w obszarach magnetycznie aktywnych i nieaktywnych (spokojne słońce).
• Celem heliosejsmologii czasowo-dystansowej jest pomiar i interpretacja czasów przemieszczania się fal słonecznych między dowolnymi dwoma miejscami na powierzchni Słońca. Niejednorodności w pobliżu toru promienia łączącego te dwa miejsca zaburzają czas podróży między tymi dwoma punktami. Następnie należy rozwiązać odwrotny problem, aby wywnioskować lokalną strukturę i dynamikę wnętrza słonecznego.
• Holografia heliosejsmiczna , wprowadzona szczegółowo przez Charlesa Lindseya i Douga Brauna w celu obrazowania dalekiej (magnetycznej), jest szczególnym przypadkiem holografii fazoczułej. Pomysł polega na wykorzystaniu pola falowego na widocznym dysku do poznania aktywnych regionów po drugiej stronie Słońca. Podstawową ideą holografii heliosejsmicznej jest to, że pole falowe, np. prędkość Dopplera w linii widzenia obserwowana na powierzchni Słońca, może być wykorzystana do oszacowania pola falowego w dowolnym miejscu we wnętrzu Słońca w dowolnym momencie. W tym sensie holografia jest bardzo podobna do migracji sejsmicznej , techniki stosowanej w geofizyce od lat 40. XX wieku. Jako kolejny przykład, technika ta została wykorzystana do uzyskania obrazu sejsmicznego rozbłysku słonecznego.
• W modelowaniu bezpośrednim ideą jest oszacowanie przepływów podpowierzchniowych z bezpośredniej inwersji korelacji częstotliwość-liczba fal widziana w polu falowym w domenie Fouriera. Woodard zademonstrował zdolność tej techniki do odzyskiwania przepływów przypowierzchniowych w trybach f.

Inwersja

Wstęp

Tryby oscylacji Słońca reprezentują dyskretny zestaw obserwacji, które są wrażliwe na jego ciągłą strukturę. Pozwala to naukowcom formułować odwrotne problemy dotyczące wewnętrznej struktury i dynamiki Słońca. Biorąc pod uwagę model referencyjny Słońca, różnice między częstotliwościami jego modów a częstotliwościami modów Słońca, jeśli są małe, są średnimi ważonymi różnic między strukturą Słońca a strukturą modelu referencyjnego. Różnice częstotliwości można następnie wykorzystać do wywnioskowania tych różnic strukturalnych. Funkcje wagowe tych średnich są znane jako jądra .

Struktura

Pierwsze inwersje struktury Słońca zostały wykonane przy użyciu prawa Duvalla, a później zlinearyzowanego prawa Duvalla w odniesieniu do referencyjnego modelu Słońca. Wyniki te zostały następnie uzupełnione analizami, które linearyzują pełny zestaw równań opisujących oscylacje gwiazd wokół teoretycznego modelu odniesienia i stanowią obecnie standardowy sposób odwracania danych częstotliwościowych. Inwersje wykazały różnice w modelach słonecznych, które zostały znacznie zredukowane przez wprowadzenie osadzania grawitacyjnego : stopniowe oddzielanie cięższych pierwiastków w kierunku centrum słonecznego (i lżejszych pierwiastków na powierzchni w celu ich zastąpienia).

Obrót

Wewnętrzny profil rotacji Słońca wywnioskowano na podstawie danych z Heliosejsmicznego i Magnetycznego Imager znajdującego się na pokładzie Solar Dynamics Observatory . Wewnętrzny promień został skrócony tam, gdzie pomiary są mniej pewne niż 1%, co ma miejsce około 3/4 drogi do jądra. Linia przerywana wskazuje podstawę strefy konwekcji słonecznej, która zbiega się z granicą, przy której zmienia się profil rotacji, zwaną tachokliną.

Gdyby Słońce było idealnie kuliste, mody o różnych rzędach azymutalnych m miałyby te same częstotliwości. Obrót jednak przerywa tę degenerację, a częstotliwości modów różnią się podziałami rotacyjnymi, które są średnimi ważonymi prędkości kątowej przez Słońce. Różne tryby są wrażliwe na różne części Słońca i przy wystarczającej ilości danych różnice te można wykorzystać do wywnioskowania szybkości rotacji na całym Słońcu. Na przykład, gdyby Słońce obracało się równomiernie, wszystkie tryby p byłyby podzielone o mniej więcej taką samą wartość. W rzeczywistości prędkość kątowa nie jest jednolita, co widać na powierzchni, gdzie równik obraca się szybciej niż bieguny. Słońce obraca się na tyle wolno, że sferyczny, nieobrotowy model jest wystarczająco zbliżony do rzeczywistości, aby wyprowadzić rotacyjne jądra.

Heliosejsmologia wykazała, że ​​Słońce ma profil rotacji z kilkoma cechami:

• sztywno obracającą się strefę promienistą (tj. niekonwekcyjną), chociaż szybkość obrotu rdzenia wewnętrznego nie jest dobrze znana;
• cienka warstwa ścinana , zwana tachokliną , która oddziela sztywno obracające się wnętrze od obracającej się w różny sposób konwekcji;
• obwiednia konwekcyjna, w której prędkość rotacji zmienia się zarówno z głębokością, jak i szerokością geograficzną; oraz
• ostatnia warstwa ścinana tuż pod powierzchnią, w której prędkość rotacji spada w kierunku powierzchni.

Związek z innymi dziedzinami

Geosejsmologia

Heliosejsmologia narodziła się z analogii z geosejsmologią, ale pozostało kilka ważnych różnic. Po pierwsze, Słońcu brakuje stałej powierzchni i dlatego nie może wspierać fal poprzecznych . Z perspektywy analizy danych globalna heliosejsmologia różni się od geosejsmologii badaniem tylko trybów normalnych. Lokalna heliosejsmologia jest zatem nieco bliższa geosejsmologii w tym sensie, że bada całe pole falowe.

Astrosejsmologia

Ponieważ Słońce jest gwiazdą, heliosejsmologia jest ściśle związana z badaniem oscylacji w innych gwiazdach, znanym jako asterosejsmologia . Heliosejsmologia jest najściślej związana z badaniem gwiazd, których oscylacje są również napędzane i tłumione przez zewnętrzne strefy konwekcji, znane jako oscylatory podobne do Słońca , ale podstawowa teoria jest zasadniczo taka sama dla innych klas gwiazd zmiennych.

Główna różnica polega na tym, że oscylacji w odległych gwiazdach nie da się rozwiązać. Ponieważ jaśniejsze i ciemniejsze sektory sferycznej harmonicznej znoszą się, ogranicza to asterosejsmologię prawie całkowicie do badania modów niskiego stopnia (stopień kątowy ). To sprawia, że ​​inwersja jest znacznie trudniejsza, ale górne granice można nadal osiągnąć, przyjmując bardziej restrykcyjne założenia. ${\displaystyle \ell \leq 3}$

Historia

Oscylacje słoneczne zostały po raz pierwszy zaobserwowane na początku lat sześćdziesiątych jako quasi-okresowe zmiany natężenia i prędkości w linii widzenia z okresem około 5 minut. Naukowcy stopniowo zdali sobie sprawę, że oscylacje mogą być globalnymi modami Słońca i przewidzieli, że te tryby utworzą wyraźne grzbiety w dwuwymiarowych widmach mocy. Grzbiety zostały następnie potwierdzone w obserwacjach modów wysokiego stopnia w połowie lat 70., a multiplety modów o różnych rzędach radialnych zostały wyróżnione w obserwacjach całego dysku. W podobnym czasie Jørgen Christensen-Dalsgaard i Douglas Gough zasugerowali możliwość wykorzystania częstotliwości poszczególnych modów do wywnioskowania wewnętrznej struktury Słońca. Skalibrowali modele słoneczne z danymi niskiego stopnia, znajdując dwa podobnie dobre dopasowania, jedno z niską i odpowiednio niską produkcją neutrin , drugie z wyższą i ; wcześniejsze kalibracje obwiedni w odniesieniu do częstotliwości wysokiego stopnia preferowały to drugie, ale wyniki nie były w pełni przekonujące. Dopiero Tom Duvall i Jack Harvey połączyli dwa skrajne zbiory danych, mierząc tryby pośredniego stopnia w celu ustalenia liczb kwantowych związanych z wcześniejszymi obserwacjami, aby ustalić wyższy model, sugerując tym samym na tym wczesnym etapie, że rozdzielczość Problem neutrin musi leżeć w fizyce jądrowej lub cząsteczkowej. ${\ Displaystyle Y}$${\displaystyle L_{\nu}}$${\ Displaystyle Y}$${\displaystyle L_{\nu}}$${\ Displaystyle Y}$

Nowe metody inwersji opracowane w latach 80., pozwalające naukowcom wywnioskować prędkość dźwięku profili i, mniej dokładnie, gęstość na większości powierzchni Słońca, potwierdzając wniosek, że błędy szczątkowe w wnioskowaniu o strukturze Słońca nie są przyczyną problemu neutrin . Pod koniec dekady obserwacje zaczęły również wykazywać, że częstotliwości modów oscylacji zmieniają się wraz z cyklem aktywności magnetycznej Słońca .

Aby przezwyciężyć problem braku możliwości obserwacji Słońca w nocy, kilka grup zaczęło tworzyć sieci teleskopów (np. Birmingham Solar Oscillation Network lub BiSON i Global Oscillation Network Group ), z których Słońce zawsze będzie widoczne. do co najmniej jednego węzła. Długie, nieprzerwane obserwacje doprowadziły tę dziedzinę do dojrzałości, a jej stan podsumowano w specjalnym wydaniu magazynu Science z 1996 roku . Zbiegło się to z rozpoczęciem normalnej działalności Obserwatorium Słonecznego i Heliosferycznego (SoHO), które zaczęło generować wysokiej jakości dane dla heliosejsmologii.

W kolejnych latach rozwiązano problem neutrin słonecznych, a długie obserwacje sejsmiczne zaczęły umożliwiać analizę wielu cykli aktywności słonecznej. Zgodność między standardowymi modelami słonecznymi a inwersjami heliosejsmicznymi została zakłócona przez nowe pomiary zawartości ciężkich pierwiastków w fotosferze słonecznej oparte na szczegółowych modelach trójwymiarowych. Chociaż wyniki później powróciły do ​​tradycyjnych wartości stosowanych w latach 90., nowe obfitości znacznie pogorszyły zgodność między modelami a inwersjami heliosejsmicznymi. Przyczyna rozbieżności pozostaje nierozwiązana i jest znana jako problem obfitości słonecznej .

Obserwacje z kosmosu prowadzone przez SoHO były kontynuowane, a do SoHO dołączyło w 2010 roku Solar Dynamics Observatory (SDO), które również monitoruje Słońce nieprzerwanie od początku swojej działalności. Ponadto nadal działają sieci naziemne (zwłaszcza BiSON i GONG), dostarczając również niemal ciągłe dane z ziemi.

Zobacz też

Bibliografia

Zewnętrzne linki

• Nietechniczny opis helio- i asterosejsmologii pobrano w listopadzie 2009 r.
• Gough, DO (2003). „Produkcja neutrin słonecznych”. Annales Henri Poincaré . 4 (S1): 303–317. Kod bib : 2003AnHP ....4..303G . doi : 10.1007/s00023-003-0924-z . S2CID  195335212 .
• Gizon, Laurent; Brzoza, Aaron C. (2005). „Heliosejsmologia lokalna” . Żyjący ks. Sol. Fiz . 2 (1): 6. Kod bib : 2005LRSP....2....6G . doi : 10.12942/lrsp-2005-6 .
• Naukowcy wydają bezprecedensową prognozę następnego cyklu plam słonecznych Komunikat prasowy Narodowej Fundacji Nauki z 6 marca 2006 r.
• Miesch, Mark S. (2005). „Wielkoskalowa dynamika strefy konwekcji i tachokliny” . Żyjący ks. Sol. Fiz . 2 (1): 1. Kod bib : 2005LRSP....2....1M . doi : 10.12942/lrsp-2005-1 .
• Europejska Sieć Helio- i Asterosejsmologii (HELAS)
• Obrazy Słońca na odległej i ziemskiej stronie
• Żywe recenzje w fizyce słonecznej
• Heliosejsmologia i asterosejsmologia w MPS

Instrumenty satelitarne

• PANNA
• SOI/MDI
• SDO/HMI
• NAMIERZAĆ

Instrumenty naziemne

• Bizon
• Mark-1
• GONG
• HiDHN