Před dvěma lety jsme slavili půlstoletí od vzniku jedné z moderních metod slunečního výzkumu – helioseismologie. Dveře této metody byly otevřeny v šedesátých letech (přesněji publikací R. Leightona a kolektivu v ApJ 135 [1962] p. 474), kdy byly pozorovatelsky objeveny tzv. pětiminutové oscilace. Leighton se domníval, že jde o vlastnosti atmosféry, ovšem R. Ulrich již o osm let později (R.K. Ulrich, ApJ 162 [1970] p. 993) teoreticky vysvětlil, že nejde o atmosférický úkaz, ale naopak o vlny uvězněné v určité slupce slunečního nitra. Ulrich předpověděl, že by tyto vlny měly mít v disperzním diagramu diskrétní povahu ( tvar jakýchsi hřbetů). To bylo potvrzeno relativně záhy (F.-L. Deubner, A&A 44 [1975] p. 371). Přímému studiu slunečního nitra již nic nestálo v cestě.
Ulrichovo řešení ukázalo, že předpovězené frekvence vln jsou silně závislé na stavových parametrech slunečního nitra, které byly známé značně nepřesně (např. odhady centrální teploty se pohybovaly v rozmezí 13 až 20 milionů K). Nabídla se tedy možnost využít měřených frekvenčních charakteristik oscilací k odhadu vznitřní struktury Slunce. Z teorie periodové analýzy však víme, že chceme-li znát frekvenci nějakého děje dostatečně přesně, musíme tento děj studovat po dlouhou dobu. To však nebylo z jednoho pozorovacího místa zjevně možné, neboť na jednom místě zemského povrchu nevyhnutelně dochází ke střídání dne a noci. Tento problém je možné odstranit třemi myslitelnými metodami.
Tou první je celosvětová pozorovací síť. Jako první vznikla v roce 1976 pozorovací síť BISON, jež funguje dodnes. Díky ní jsou vlastní frekvence slunečních oscilací známy s relativní přesností 10-4 a lepší, což jsou vůbec nejpřesnější měření v astrofyzice vůbec. V průběhu let vzniklo mnoho dalších pozorovacích sítí (GONG, TON a další), z nichž některé jsou činné dodnes. Druhou možností je využít na Zemi míst, kde se den a noc střídají s delší periodou. Řeč je o polárních oblastech a to zejména o astronomické observatoři na jižním pólu, odkud byla dlouhodobá pozorování oscilací pořizována od roku 1979.
A poslední možností je vypuštění observatoře do kosmického prostoru, nejlépe mimo oběžnou dráhu Země. Mezi družice, které na své palubě nesou přístroje dedikované pro helioseismologii patří zejména SOHO (start 1995) a SDO (start 2010).
S využitím dostupného bohatého pozorovacího materiálu tedy helioseismologové upřesnili model slunečního nitra. Mezi nejdůležitější výsledky patří stanovení přesných průběhů stavových veličin v nitru Slunce a určení charakteru sluneční rotace.
Dokonce bylo možné oprostit se od studia rezonančních (tzv. normálních) modů vln a studovat trasu jednotlivých vlnových balíků. Zrodila se lokální helioseismologie, zejména pak metoda time – distance, jež měří a interpretuje cestovní čas vlny mezi dvěma body (ležícími v určité vzdálenosti). Mezi nejdůležitější výsledky lokální helioseismologie patří především konstrukce rozlišených synoptických map proudění plazmatu v různých hloubkách pod povrchem Slunce.
V poslední době jsou mnohé výsledky získané ve “zlaté éře” helioseismologie, tedy v druhé polovině devadesátých let dvacátého století a v první polovině první dekády století jednadvacátého, revidovány sofistikovanějšími metodami, jež v sobě zahrnují i efekty, které byly dříve z důvodu neznalosti ignorovány. Ukazuje se například, že obrovské problémy působí náhodný šum, který je z podstaty vzniku oscilací v měřeních a tudíž i produktech odvozených z helioseismologie vždy přítomen, a také systematické efekty, způsobené například konverzí vln na různé typy v magneticky aktivních oblastech. I díky tomu stále ještě neznáme spolehlivě hloubkovou strukturu slunečních skvrn, ale ani supergranulí a konvektivních struktur obecně. To by mělo být cílem pro příští desetiletí.
