File:Figure2.Spectre.Solaire.png

2. Spectre de puissance des oscillations solaires : Après la mesure temporelle des variations de la luminosité solaire ou des variations de la vitesse sur le disque solaire, on obtient un spectre d'oscillation en effectuant la transformée de Fourier de la variation temporelle des mesures en vitesse Doppler ou en luminosité. Cette figure montre une partie du spectre de puissance du Soleil observé par l’instrument GOLF* à bord de la sonde SOHO mesurant les variations de la vitesse Doppler. Ce spectre n’est constitué que de modes de pression de bas degré (ℓ =0, 1, 2, 3). On aperçoit une structure répétitive dans le spectre et les intervalles entre les différentes structures, qui sont les modes propres d’oscillation, dépendent des caractéristiques de l’étoile. C'est à partir de la structure des pics et de leur fréquence qu'il est possible de remonter à la structure de l'étoile ainsi qu'à sa dynamique telle que sa rotation interne. On peut définir deux grandeurs fort utiles: la grande séparation 0, différence entre 2 modes de degré ℓ=0 successifs, et la petite séparation 02 différence entre 2 modes de degré ℓ =0 et ℓ =2 successifs. La détermination de ces 2 grandeurs permet d’obtenir des informations sur les propriétés globales d’une étoile sans avoir eu besoin d’identifier les modes d’oscillation et de mesurer leur fréquence. En effet, la grande séparation est directement reliée à la vitesse du son dans l'étoile ainsi qu'à sa masse et son rayon, et la petite séparation informe sur les conditions au cœur de l'étoile, où se produisent les réactions nucléaires et donc où est consommé l'hydrogène, amenant notamment des contraintes sur l’âge de l’étoile. Comme on ne peut mesurer que les modes de bas degrés en astérosismologie, la détermination de ces 2 grandeurs est très importante car elle permet d'accéder aux paramètres globaux et fondamentaux que sont la masse et le rayon, et de contraindre l'âge, et donc le stade d'évolution, de l'étoile.