Har xil tebranish rejimlari yulduz tuzilishiga nisbatan har xil sezuvchanlikka ega. Bir nechta rejimlarni kuzatish orqali yulduzning ichki tuzilishi haqida qisman xulosa chiqarish mumkin.
**Asterseysmologiya** yoki **astroseysmologiya** yulduzlardagi tebranishlarni oʻrganuvchi fan. Yulduzlar koʻplab rezonans rejimlari va chastotalariga ega va yulduz orqali oʻtadigan tovush toʻlqinlarining yoʻli tovush tezligiga bogʻliq, bu esa oʻz navbatida mahalliy harorat va kimyoviy tarkibga bogʻliq. Natijada paydo boʻlgan tebranish rejimlari yulduzning turli qismlariga sezgir boʻlganligi sababli, ular astronomlarga yulduzning ichki tuzilishi haqida maʼlumot beradi.

Astero seysmologiya geliosesmologiya bilan bir biriga bogʻliq, astero seysmologiya Quyoshdagi yulduz pulsatsiyasini oʻrganadi. Ikkalasi ham bir xil fizikaga asoslangan.

Standart quyosh modeli uchun tarqalish diagrammasi tebranishlar g-rejim belgisi (koʻk) yoki dipol rejimlari p-rejimi belgisi (toʻq sariq) boʻlgan joyni koʻrsatadi. Taxminan 100 va 400 mkHz oraligʻida rejimlar potentsial ravishda ikkita tebranuvchi hududga ega boʻlishi mumkin: ular *aralash* rejimlar deb nomlanadi. Chiziqli chiziq aniqroq modellashtirish asosida hisoblangan akustik kesish chastotasini koʻrsatadi va undan yuqori rejimlar yulduzda ushlanmagan va rezonanslashmaydi.
--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

Yulduzning mexanik muvozanatini (yaʼni massa saqlanishi va gidrostatik muvozanat) aniqlovchi tenglamalarni chiziqli ravishda tuzish va tebranishlar adiabatik deb faraz qilish orqali toʻrtta differensial tenglamalar tizimini chiqarish mumkin, ularning yechimlari yulduzning tebranish rejimlarining chastotasi va tuzilishini koʻrsatadi.Yulduz tuzilishi odatda sferik simmetrik deb qabul qilinadi, shuning uchun tebranishlarning gorizontal (yaʼni radial boʻlmagan) komponenti burchak darajasi bilan indekslangan sferik garmonikalar bilan tavsiflanadi. {\displaystyle \ell } va azimutal tartib {\displaystyle m}. Aylanmaydigan yulduzlarda bir xil burchak darajasiga ega rejimlarning barchasi bir xil chastotaga ega. Burchak darajasi yulduz yuzasida tugun chiziqlari sonini bildiradi, shuning uchun katta qiymatlar uchun {\displaystyle \ell }, qarama-qarshi sektorlar taxminan bekor qilinadi, bu yorugʻlik oʻzgarishlarini aniqlashni qiyinlashtiradi. Natijada, rejimlarni faqat intensivlikda taxminan 3 va radial tezlikda kuzatilganda taxminan 4 burchak darajasida aniqlash mumkin.

Qoʻshimcha ravishda, tortishish potentsialining buzilishi ahamiyatsiz (*Kovlingning* taxminiyligi) va yulduz tuzilishi tebranish rejimiga qaraganda radiusga qarab sekinroq oʻzgarib turadi, tenglamalarni radial komponent uchun taxminan bitta ikkinchi darajali tenglamaga qisqartirish mumkin. siljishning xos funksiyasi {\displaystyle \xi \_{r}} ,

{\displaystyle {\frac {d^{2}\xi \_{r}}{dr^{2}}}={\frac {\omega ^{2}}{c\_{s}^{2}}}\left(1-{\frac {N^{2}}{\omega ^{2}}}\right)\left({\frac {S\_{\ell }^{2}}{\omega ^{2}}}-1\right)\xi \_{r}}

formula orqali aniqlanadi. Bu yerda {\displaystyle r}- yulduzdagi radial koordinata, {\displaystyle \omega }-tebranish rejimining burchak chastotasi, {\displaystyle c\_{s}}-yulduz ichidagi tovush tezligi, {\displaystyle N} Brunt-Väisälä yoki suzish chastotasi va {\displaystyle S\_{\ell }}-Qoʻzi chastotasi. Oxirgi ikkitasi tomonidan belgilanadi

{\displaystyle N^{2}=g\left({\frac {1}{\Gamma \_{1}P}}{\frac {dp}{dr}}-{\frac {1}{\rho }}{\frac {d\rho }{dr}}\right)}

va

{\displaystyle S\_{\ell }^{2}={\frac {\ell (\ell +1)c\_{s}^{2}}{r^{2}}}}

mos ravishda. Oddiy garmonik osilatorlarning xatti-harakatlariga oʻxshab, bu chastota ikkalasidan katta yoki kichik boʻlganda tebranuvchi echimlar mavjudligini anglatadi. {\displaystyle S\_{\ell }} va {\displaystyle N}. Oldingi holat yuqori chastotali bosim rejimlari (p-rejimlar) va ikkinchisini past chastotali tortishish rejimlari (g-rejimlari) sifatida aniqlanadi.

Ushbu asosiy ajratish bizga yulduzda qanday rejim rezonanslashini oʻrtacha aniqlik bilan aniqlashga imkon beradi. Egri chiziqlarni chizish orqali {\displaystyle \omega =N} va {\displaystyle \omega =S\_{\ell }} (berilgan {\displaystyle \ell }), biz p-rejimlari ikkala egri chiziq ostidagi chastotalarda yoki ikkala egri chiziq ustidagi chastotalarda rezonanslashini kutamiz.

Qoʻzgʻalish mexanizmlari
------------------------

1. ↑  Christensen-Dalsgaard, J.; Dappen, W.; Ajukov, S. V. and (1996), „The Current State of Solar Modeling", *Science*, **272** (5266): 1286–1292, Bibcode:1996Sci...272.1286C, doi:10.1126/science.272.5266.1286, PMID 8662456