En héliosismologie, la fonction de Green associée à l’équation des ondes scalaire permet de représenter des observables importants tels que la corrélation croisée ou les spectres de puissance. Elle joue donc un rôle central dans l’interprétation des mesures et son calcul est crucial. Toutefois, les algorithmes de calcul existants ont des coûts de calcul encore trop élevés pour en faire une utilisation extensive en héliosismologie locale. Pour contourner cette difficulté, on suppose que les observations sont effectuées à une altitude fixe qui représente en quelque sorte une “surface solaire” et ainsi, on se contente d’utiliser la fonction de Green définie à la surface. Bien que cela donne des comparaisons satisfaisantes avec les données héliosismiques à basses fréquences, générer des observables plus réalistes demande de prendre en compte les contributions de l’intérieur du Soleil, c’est-à-dire à différentes profondeurs. Pour cela, on a besoin de la fonction de Green complète, c’est à dire, sa valeur doit être estimée pour toutes les sources et à toutes les positions de récepteurs. Dans ce travail, nous proposons un algorithme en deux étapes qui permet, à partir de seulement deux simulations, de construire le noyau de Green complet. Notre méthode prend en compte la singularité du noyau sans avoir à discrétiser la source qui est une distribution de Dirac. La méthode numérique mise en oeuvre repose sur une formulation HDG du problème écrit en supposant la symétrie sphérique du soleil. Notre algorithme est focalisé sur la partie régulière du champ d’onde et ainsi il ne nécessite pas un raffinement du maillage autour de la source tout en nous donnant des valeurs plus précises pour les récepteurs proches de la source. Nous illustrons numériquement comment l’utilisation d’intégrales pour les simulations change de façon significative le temps de trajet par rapport aux solutions à profondeur fixe.Nous effectuons des simulations pour deux modèles de Soleil qui sont couplés à une condition de radiation sortante utile pour tronquer l’atmosphère du Soleil et définir ainsi un domaine de calcul. Quand notre algorithme est couplé avec la condition aux limites Dirichlet-to-Neumann exacte, nous obtenons une précision optimale des quantités héliosismiques covariance et spectre de puissance. Nous comparons également la qualité des observables en considérant différentes approximations haute-fréquences de la condition de radiation non-locale, toujours pour lecalcul des mêmes quantités héliosismiques.