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schwingungen der Sonne analysiert werden oder andererseits
Laufzeitkurven von akustischen Wellen. Während die erste
Methode globalen Charakter hat, ist die zweite überwiegend
lokaler Natur. Weitere aktuelle lokale Methoden sind die
helioseismische Holografie und die Auswertung sogenann-
Die Analyse der Eigenschwingungen basiert auf Zeitrei-
hen von Messungen entweder der Leuchtkraft oder der
Dopplergeschwindigkeit auf der gesamten Sonnenscheibe
(„Sonne als Scheibe“). Bevor solche Messungen über 24
Stunden an 365 Tagen möglich wurden, wurde die Doppler-
verschiebung von Spektrallinien des Sonnenlichts analysiert
(„Sonne als Stern“). Diese Methode wird heute noch zur
Analyse weit entfernter Sterne angewendet.
Eine kontinuierliche Beobachtung der Sonne ist seit dem
Jahr 1991 von der Erde aus möglich durch die Zusam-
menschaltung von Sonnenobservatorien auf der Erde, die in
sechs verschiedenen Breitenbereichen liegen (Big Bear Solar
Observatory in Kalifornien und High Altitude Observatory
auf demMauna Loa, Hawaii (beide in den USA); Learmonth
Solar Observatory (West-Australien); Udaipur Solar Obser-
vatory (Indien); Observatorio del Teide auf den Kanaren
(Spanien); Cerro Tololo Interamerican Observatory (Chile)
im Rahmen des GONG-Konsortiums
27
, das seinen Sitz am
National Solar Observatory (NSO) in Tucson, Arizona hat).
Durch die am 2. Dezember 1995 begonnene SOHO-
Raummission
28
ist die kontinuierliche Beobachtung der Son-
ne auch aus dem Weltall möglich. SOHO umrundet die
Sonne synchron mit der Erde auf einer senkrecht zur Ver-
bindungslinie Erde-Sonne verlaufenden (sogenannten Halo-)
Umlaufbahn um den ersten Lagrange-Punkt L
1
.Diesge-
währt SOHO einen kontinuierlichen Blick auf die Sonne.
An einem Lagrange-Punkt L
1
zwischen zwei Massen ist
ein dritter, wesentlich kleinerer Massenpunkt kräftefrei. L
1
für das System Sonne-Erde liegt etwa 1,5 Millionen Ki-
lometer von der Erde in Richtung der Sonne entfernt (ca.
das Vierfache der Distanz Erde-Mond). Dort ist die Schwe-
rebeschleunigung der Sonne entsprechend größer als auf
der Umlaufbahn der Erde (um 2% bzw. 118
ms
2
/
und
gleichzeitig die von der Sonne weg gerichtete Zentrifugal-
kraft kleiner als auf der Erdumlaufbahn (um 59
Abb. 3.62
Für ein Standardmodell berechnete solare Eigenschwin-
gungsmoden in Abhängigkeit von der Frequenz
und dem harmoni-
schen Grad
`
. Der Scharparameter der Kurven ist die radiale Oberton-
zahl n, für die ausgewählte Werte durch kursive Zahlen gekennzeichnet
sind. Entsprechend einer allgemeinen Konvention bezeichnen hierbei
negative Werte die g-Moden der Schwerewellen und positive die p-
Wellenlänge als klein angenommen gegenüber der Dimen-
sion, in welcher sich die Struktur ändert. Diese Annahmen
erscheinen realistisch und werden allenfalls in unmittel-
barer Nähe der Sonnenoberfläche verletzt. Im Gegensatz
zur terrestrischen Seismologie, wo Seismometer die Ver-
schiebungen der Erdoberfläche registrieren, zeigen bei der
Helioseismologie optische Signale die Verschiebungen der
rung aller Wellen ähnlich verformt wie die Oberfläche des
Ozeans durch die Interferenz von Wellen unterschiedlicher
Frequenz. Für eine kugelsymmetrisch aufgebaute Sonne gel-
ten unter diesen Annahmen wie für die Erde die Glei-
Verschiebungen. Die Ordnung m nimmt
ms
2
/
.
Die Summe beider Effekte wird durch die Erdanziehung
an diesem Punkt (177
ausgeglichen. SOHO ist ein
internationales Kooperationsprojekt zwischen den europäi-
schen und amerikanischen Weltraumbehörden ESA
29
ms
2
/
und
27
http://gong.nso.Auflu
;
siehe auch Special Section mit sechs Arti-
keln der
G
lobal
O
scillation
N
etwork
G
roup (GONG) in Science, 272,
31 May 1996, 1281-1309.
28
http://sohowww.estec.esa.nl/
;
siehe auch Special Issue mit 31 Arti-
keln des
S
olar and
H
eliospheric
O
bservatory (SOHO) in Solar Physics,
175(2), 1997, 207-796.
ganzzah-
lige Werte
`
m
C`
an. Zudem existieren in der
aus Gas bestehenden Sonne keine toroidalen Moden. Unter
den oben genannten Annahmen können einerseits die Eigen-
.2` C 1/
