Колебания поверхностных слоев измеряются по доплеровскому сдвигу при наблюдениях в спектральных линиях. Впервые это было обнаружено в начале 1960-х гг. Лейтоном и его соавторами (Robert Leighton, Robert Noyers, George Simon). Эти ученые открыли пятиминутные колебания Солнца (названы по продолжительности их периода) с амплитудой скорости несколько сотен метров в секунду и пространственными масштабами порядка тысяч километров. Это самые заметные вертикальные колебания атмосферы Солнца.
Волны возбуждаются вблизи поверхности Солнца турбулентной конвекцией.
Дальнейшие исследования показали, что наблюдаемые осцилляции с периодом около 5 минут – это стоячие акустические волны. Сейчас обнаружены колебания с периодами от 3 до 55 минут. Для их существования должно выполняться условие, сводящееся к комбинации длины волны (в горизонтальном направлении) и ее частоты. По сути, удается построить зависимость скорости звука от глубины.
Типичные периоды наблюдаемых колебаний Солнца составляют от нескольких минут до часа.
На распространение акустических волн влияют магнитные поля. Во-первых, они меняют параметры среды, изменяя и скорость звука. Во-вторых, поскольку вещество Солнца ионизовано, колебания среды с магнитным полем могут приводить к возникновению магнитогидродинамических волн. Из-за этого энергия акустических волн переходит в энергию волн магнитогидродинамических. К тому же магнитные поля могут оказывать влияние и на само возникновение волн, а не только на их распространение. Все это позволяет получать данные о магнитных полях в рамках гелиосейсмологических исследований. Правда, зачастую результаты оказываются зависимыми от выбранных моделей.
Кроме того, на колебания влияет вращение Солнца. В результате оказывается возможным определить, как меняется скорость вращения с глубиной на разных широтах. Также удается получать данные о крупномасштабных потоках вещества в недрах Солнца (например, связанных с конвекцией).
Гелиосейсмологические данные играли важную роль в решении проблемы солнечных нейтрино. Именно анализ данных о солнечных колебаниях позволил подтвердить стандартную модель Солнца, показав, что решение проблемы должно быть связано со свойствами нейтрино, а не с неизвестными отклонениями от модели строения звезды.
Разные волны проникают на разную глубину, что позволяет определять условия в недрах Солнца.
Именно гелиосейсмологические данные позволили достаточно точно определить положение так называемой тахолинии – границы между лучистым ядром и конвективной оболочкой. Она залегает на глубине около 0,3 радиуса Солнца. В этом месте резко изменяется значение скорости звука. Видимо, именно эта область играет ключевую роль в работе солнечного динамо – в генерации (усилении) магнитного поля. Вообще же анализ p-мод (мода – тип колебаний) колебаний Солнца позволяет изучать его структуру от самых глубин (0,05 радиуса) до внешних слоев.
Анализ p-мод колебаний позволяет изучать структуру Солнца на глубине от 0,05 до 0,96 радиуса.
Кроме того, гелиосейсмологические данные помогают оценить содержание гелия в конвективной оболочке. Присутствие гелия меняет среднюю молекулярную массу вещества, что, в свою очередь, сказывается на скорости звука. Такие данные весьма важны, поскольку помогают определить начальное содержание гелия в Солнце.
Начиная с запуска спутника SOHO (Solar and Heliospheric Observatory – Солнечная и гелиосферная обсерватория) в 1995 г., основной поток гелиосейсмологических данных получают с помощью космических аппаратов (в настоящее время это в первую очередь спутник SDO – Solar Dynamics Observatory). Однако и наземные наблюдения тоже вносят свой вклад.
Для нужд гелиосейсмологии активно используют спутниковые наблюдения.
Кроме подходов, связанных с изучением глобальных мод солнечных осцилляций, позволяющих анализировать общие, стабильные на заметных временных интервалах характеристики Солнца, существует так называемая локальная гелиосейсмология. Задачей этого подхода является исследование структур под солнечной поверхностью на относительно небольших пространственных и временных масштабах.