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Supergranulation and Magnetic Network : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 22
Rotation-Induced Vorticity : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 24
Evolution of Supergranulation Pattern : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 25
SUNSPOTS : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 26
The Anchoring Problem : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 26
Moat Flow : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 27
Absorption of Solar Oscillations : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 27
Phase Shifts and Wave-Speed Perturbations : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 28
EXTENDED FLOWS AROUND ACTIVE REGIONS : : : : : : : : : : : : : : : : 29
Surface In
ows, Deeper Out
ows : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 30
Flows due to Thermal Eects of Magnetic Fields : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 30
GLOBAL SCALES : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 30
Dierential Rotation : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 31
Meridional Flow : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 31
Solar-Cycle Variations : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 33
Contribution of Active Region Flows to Longitudinal Averages : : : : : : : : : : : : : : 34
FARSIDE IMAGING : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 34
FLARE-EXCITED WAVES : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 52
FUTURE OBSERVATIONS : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 52
Solar Dynamics Observatory : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 52
Solar Orbiter : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 54
SUMMARY AND OUTLOOK : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 55
1 INTRODUCTION
Helioseismology is the observation and interpretation of the solar oscillations to
probe the solar interior. These oscillations, with periods around ve minutes,
2Local Helioseismology 3
are due to the random superposition of acoustic waves and surface-gravity waves
and are excited by turbulent convection in the upper layers of the Sun. Solar
oscillations were discovered by Leighton, Noyes & Simon (1962) and interpreted
by Ulrich (1970) and Leibacher & Stein (1971) as internal acoustic waves trapped
in spherical-shell cavities. Wave motions are measured along the line of sight from
the Doppler shifts of absorption lines in the solar spectrum. A short review of
solar oscillations is given in Section 2.
Helioseismology has produced a large number of discoveries in solar, stellar,
and fundamental physics. It provides the most precise tests of the theory of
stellar structure and evolution, for example it motivated a revision of the standard
model of particle physics to solve the solar neutrino problem. Helioseismology also
enables the study and discovery of eects that are not included in standard solar
models (standard models are spherically symmetric, non rotating, non magnetic,
and include a simplied treatment of convection).
One of the most exciting aspects of helioseismology is the search for the origin
of the Sun's magnetic eld, one of the most important unsolved problems in solar
physics. The eleven-year solar magnetic cycle is thought to be due to a eld-
amplication (dynamo-) process (cf. Charbonneau 2005, Rempel 2008), whereby
a toroidal magnetic eld component (in the azimuthal direction with respect
to the rotation axis) is built up by stretching of the eld lines by the Sun's
dierential rotation. In a second step the toroidal eld is partially converted
into a poloidal eld component, which 'closes' the dynamo cycle. Models for
this second step (` -eect') dier signicantly. In most models, it is attributed
to the eect of convection on the magnetic eld (convective dynamos). In an
older model more closely connected with observations, convective
ows play no
role in this step; it is instead due to the instability of the toroidal eld itself.
The instability causes loops of magnetic eld to rise to the solar surface, and
appear as the observed magnetic (sunspot) activity. Resolution of this con
ict
between the models is key for progress towards a theory of stellar magnetic elds
which has real predictive power. Helioseismology holds the promise of providing
new observational constraints on cycle-related structures below the surface (e.g.
Kosovichev 2008).
Traditionally, helioseismology methods have been classied into two groups:
global helioseismology and local helioseismology. Global helioseismology con-
sists of measuring the frequencies of the modes of oscillation and searching for
seismic solar models whose oscillation frequencies match the observed ones (see
Christensen-Dalsgaard 2002, for a review of techniques and results). Global he-
lioseismology is two dimensional and is used to infer solar properties as functions
of radius and unsigned latitude. A major achievement of global helioseismology
is the inference of the angular velocity in the solar interior (e.g. Schou et al.
1998, Thompson et al. 2003). The dierentially-rotating convection zone and the4 Gizon, Birch & Spruit
rigidly-rotating radiative interior are separated by a transition region at 0 :69R,
the tachocline, which may be the seat of the solar dynamo.
Unlike standard global mode helioseismology, local helioseismology is capable
of probing the solar interior in three dimensions. This is important for the study
of solar activity, which is seen on the surface as localized patches of magnetic
eld, e.g. active regions, sunspots, and plage regions. Local helioseismology can
potentially be used to infer vector
ows, thermal and structural inhomogeneities,
and even the magnetic eld itself. Local helioseismology has been reviewed by
e.g. Kosovichev & Duvall (1997), Braun & Lindsey (2000), Kosovichev, Duvall &
Scherrer (2000), Christensen-Dalsgaard (2002), Kosovichev et al. (2002), Komm,
Howe & Hill (2006), Gizon & Thompson (2007), Birch (2008), and Thompson &
Zharkov (2008). The most comprehensive review is provided by Gizon & Birch
(2005).
Local helioseismology encompasses various methods of data analysis (Section 3).
One method of local helioseismology, ring diagram analysis, is a relatively straight-
forward extension of global helioseismology. It consists of measuring local fre-
quencies of oscillation by analyzing small patches on the Sun. Ring-diagram
analysis is computationally ecient and has produced important results, such as
maps of
ow patterns in the Sun.
Other methods of local helioseismology, like time-distance helioseismology and
helioseismic holography, are based on the computation of the cross-covariance
between the oscillation signal measured at two points on the surface. The basic
principle is to retrieve information about the solar interior from the time it takes
for solar waves to travel between any two surface locations through the solar
interior. The cross-covariance function is directly related to the Green's function
and thus carries essential information.
Like in global helioseismology, an inverse problem must be solved in order to

Supergranulation and Magnetic Network : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 22

Rotation-Induced Vorticity : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 24

Evolution of Supergranulation Pattern : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 25

SUNSPOTS : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 26

The Anchoring Problem : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 26

Moat Flow : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 27

Absorption of Solar Oscillations : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 27

Phase Shifts and Wave-Speed Perturbations : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 28

EXTENDED FLOWS AROUND ACTIVE REGIONS : : : : : : : : : : : : : : : : 29

Surface In

ows, Deeper Out

ows : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 30

Flows due to Thermal Eects of Magnetic Fields : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 30

GLOBAL SCALES : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 30

Dierential Rotation : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 31

Meridional Flow : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 31

Solar-Cycle Variations : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 33

Contribution of Active Region Flows to Longitudinal Averages : : : : : : : : : : : : : : 34

FARSIDE IMAGING : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 34

FLARE-EXCITED WAVES : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 52

FUTURE OBSERVATIONS : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 52

Solar Dynamics Observatory : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 52

Solar Orbiter : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 54

SUMMARY AND OUTLOOK : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 55

1 INTRODUCTION

Helioseismology is the observation and interpretation of the solar oscillations to

probe the solar interior. These oscillations, with periods around ve minutes,

2Local Helioseismology 3

are due to the random superposition of acoustic waves and surface-gravity waves

and are excited by turbulent convection in the upper layers of the Sun. Solar

oscillations were discovered by Leighton, Noyes & Simon (1962) and interpreted

by Ulrich (1970) and Leibacher & Stein (1971) as internal acoustic waves trapped

in spherical-shell cavities. Wave motions are measured along the line of sight from

the Doppler shifts of absorption lines in the solar spectrum. A short review of

solar oscillations is given in Section 2.

Helioseismology has produced a large number of discoveries in solar, stellar,

and fundamental physics. It provides the most precise tests of the theory of

stellar structure and evolution, for example it motivated a revision of the standard

model of particle physics to solve the solar neutrino problem. Helioseismology also

enables the study and discovery of eects that are not included in standard solar

models (standard models are spherically symmetric, non rotating, non magnetic,

and include a simplied treatment of convection).

One of the most exciting aspects of helioseismology is the search for the origin

of the Sun's magnetic eld, one of the most important unsolved problems in solar

physics. The eleven-year solar magnetic cycle is thought to be due to a eld-

amplication (dynamo-) process (cf. Charbonneau 2005, Rempel 2008), whereby

a toroidal magnetic eld component (in the azimuthal direction with respect

to the rotation axis) is built up by stretching of the eld lines by the Sun's

dierential rotation. In a second step the toroidal eld is partially converted

into a poloidal eld component, which 'closes' the dynamo cycle. Models for

this second step (` -eect') dier signicantly. In most models, it is attributed

to the eect of convection on the magnetic eld (convective dynamos). In an

older model more closely connected with observations, convective

ows play no

role in this step; it is instead due to the instability of the toroidal eld itself.

The instability causes loops of magnetic eld to rise to the solar surface, and

appear as the observed magnetic (sunspot) activity. Resolution of this con

ict

between the models is key for progress towards a theory of stellar magnetic elds

which has real predictive power. Helioseismology holds the promise of providing

new observational constraints on cycle-related structures below the surface (e.g.

Kosovichev 2008).

Traditionally, helioseismology methods have been classied into two groups:

global helioseismology and local helioseismology. Global helioseismology con-

sists of measuring the frequencies of the modes of oscillation and searching for

seismic solar models whose oscillation frequencies match the observed ones (see

Christensen-Dalsgaard 2002, for a review of techniques and results). Global he-

lioseismology is two dimensional and is used to infer solar properties as functions

of radius and unsigned latitude. A major achievement of global helioseismology

is the inference of the angular velocity in the solar interior (e.g. Schou et al.

1998, Thompson et al. 2003). The dierentially-rotating convection zone and the4 Gizon, Birch & Spruit

rigidly-rotating radiative interior are separated by a transition region at 0 :69R,

the tachocline, which may be the seat of the solar dynamo.

Unlike standard global mode helioseismology, local helioseismology is capable

of probing the solar interior in three dimensions. This is important for the study

of solar activity, which is seen on the surface as localized patches of magnetic

eld, e.g. active regions, sunspots, and plage regions. Local helioseismology can

potentially be used to infer vector

ows, thermal and structural inhomogeneities,

and even the magnetic eld itself. Local helioseismology has been reviewed by

e.g. Kosovichev & Duvall (1997), Braun & Lindsey (2000), Kosovichev, Duvall &

Scherrer (2000), Christensen-Dalsgaard (2002), Kosovichev et al. (2002), Komm,

Howe & Hill (2006), Gizon & Thompson (2007), Birch (2008), and Thompson &

Zharkov (2008). The most comprehensive review is provided by Gizon & Birch

(2005).

Local helioseismology encompasses various methods of data analysis (Section 3).

One method of local helioseismology, ring diagram analysis, is a relatively straight-

forward extension of global helioseismology. It consists of measuring local fre-

quencies of oscillation by analyzing small patches on the Sun. Ring-diagram

analysis is computationally ecient and has produced important results, such as

maps of

ow patterns in the Sun.

Other methods of local helioseismology, like time-distance helioseismology and

helioseismic holography, are based on the computation of the cross-covariance

between the oscillation signal measured at two points on the surface. The basic

principle is to retrieve information about the solar interior from the time it takes

for solar waves to travel between any two surface locations through the solar

interior. The cross-covariance function is directly related to the Green's function

and thus carries essential information.

Like in global helioseismology, an inverse problem must be solved in order to