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In Abb.
3.65
fällt die Breite der zu den einzelnen Ober-
tonzahlen gehörenden Rippen im Vergleich zu den Linien
in Abb.
3.61
auf. Dies liegt wie in der terrestrischen Spek-
troskopie an der Aufhebung der Entartung der Moden, also
daran, dass sich die zu einem harmonischen Grad
`
gehö-
renden Wellen in
.2` C 1/
leicht unterschiedene Richtungen
ausbreiten können. Wenn sich das von den Wellen durch-
querte Material bewegt, beeinflusst dies sowohl die Frequenz
als auch den harmonischen Grad, sodass die Rippen nicht
mehr linear sind, sondern breiter werden. Wie im Falle der
züglich der Ordnung m vor allem durch die Umdrehung
der Sonne verloren. Ein fundamentales Ergebnis der He-
lioseismologie besteht hierbei einerseits in der Bestimmung
der Variation der Sonnenumdrehung mit der Polhöhe so-
wie mit der Tiefe in der Sonne. Andererseits wurde es
mit den lokalen helioseismologischen Methoden sogar mög-
lich, für eine bestimmte radiale Distanz zum Sonnenzentrum
auch Variationen der Strömungsbewegungen auf der zuge-
Andere Bewegungen innerhalb der Sonne, welche die Wel-
len auf ihrem Ausbreitungsweg durchqueren, verursachen
andere Variationen der Resonanzfrequenzen. Somit können
unterschiedliche Materiebewegungen in der Sonne durch die
Analyse der Frequenzvariationen identifiziert werden. Wie
bereits bei Abb.
3.65
diskutiert, charakterisiert die schwach
ausgeprägte Rippe bei niedrigen Frequenzen und der ra-
dialen Obertonzahl n
D 0
eine f-Mode. Die zugehörigen
Wellen sind Schwerewellen an der Oberfläche der Sonne und
geben Aufschluss über den Zustand an der Sonnenoberflä-
che. Sie breiten sich horizontal aus und besitzen eine Dis-
persionsrelation, welche jener für terrestrische Tiefwasser-
Abb. 3.65
Leistungsspektrum (
`
-
-Diagramm) solarer Eigenschwin-
gungsmoden in Abhängigkeit von der Frequenz
und dem harmoni-
schen Grad
`
. Scharparameter der Kurven ist die radiale Obertonzahl n.
Die ersten 12 Werte sind markiert; n D
0
(kursiv)
bezeichnet die f-
Mode der Oberflächen-Schwerewelle, die anderen Werte kennzeichnen
die ersten 11 seismischen p-Moden. Die
scharfen Rippen
zeigen die
Kombinationen aus Frequenz und azimutaler Ordnungszahl m, für die
aufgrund der inneren Struktur der Sonne Resonanz auftritt und sich ste-
hende Wellen bilden. Die
unterste Rippe
ist die f-Mode mit n D
0
,
¨ D
p
g
S
k
;
(3.135)
wobei g
S
D 274
ms
2
die Schwerebeschleunigung an der
Sonnenoberfläche ist,
¨
die Winkelgeschwindigkeit, k
D
`=
R
S
die horizontale Wellenzahl und R
S
D 696
Mm der
Sonnenradius.
gezeigten, in denen die Leistung gegen den Grad
`
und die
Frequenz
aufgetragen wird. Solche Diagramme zeigen,
wie viel akustische Energie in jeder der räumlichen Mo-
den bei jeder Frequenz enthalten ist. Die Frequenzen sind
in einem Band um 3 mHz konzentriert. Dies entspricht einer
Schwingung alle fünf Minuten und ist sehr klein verglichen
mit den für uns hörbaren akustischen Frequenzen im Bereich
von einigen kHz. Höhere Frequenzen erfüllen nach der Vor-
hersage solarer Modelle nicht die Resonanzbedingungen der
Sonne und bilden keine stehenden Wellen. Die Amplituden
von Moden mit geringeren Frequenzen sind zu klein, als dass
sie derzeit im Rauschen sicher identifiziert werden können.
3.3.3.2 Lokale Helioseismologie:
Laufzeitkurven und Ringdiagramme
Ergänzend zu den Methoden der globalen Helioseismolo-
gie wurden in den vergangenen 20 Jahren zunehmend auch
Methoden entwickelt, welche die Analyse lokaler Daten
ermöglichen. Hierzu zählen die Analyse von helioseismolo-
gischen Laufzeitkurven, von sogenannten Ringdiagrammen
und die helioseismische Holografie. In den Übersichtsar-
ben. Im Folgenden werden hieraus kurz die Methoden zur
