Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной
за затмениями» все еще остается актуальным занятием для астрономов, изучающих солнечную корону. Альтернативой этому была бы установка достаточно крупных инструментов, работающих в видимом и ИК-диапазонах на спутниках. Причем лучше, если орбита спутников будет позволять регулярно видеть затмения Солнца Луной (искусственное затмение не позволяет получать часть данных в требуемом качестве). Пока же только наземные наблюдения во время затмений позволяют разом изучать структуру короны от края диска до нескольких радиусов Солнца в диапазоне длин волн от 300 нм до нескольких микрометров. Причем важно проводить многократные наблюдения, поскольку структура короны постоянно меняется, в том числе и в зависимости от уровня солнечной активности.
1.6. Гелиосейсмология
Гелиосейсмология – молодая область исследований, позволяющая изучать внутреннее строение Солнца по наблюдению колебаний его внешних слоев. Процессы во внешней части конвективной оболочки порождают волны, распространяющиеся внутрь. Солнце в ответ на эти возмущения ведет себя как резонирующая полость (для упрощения попробуйте представить себе, что по резонирующей полости не бьют, а сыпят на нее песок). На определенной глубине происходит отражение волны, она возвращается во внешние слои и порождает наблюдаемые колебания. Анализ этих колебаний на разных частотах и пространственных масштабах позволяет восстановить свойства солнечных недр на всех глубинах конвективной оболочки, в лучистой зоне и даже в ядре, где идут термоядерные реакции!
Гелиосейсмология изучает внутреннюю структуру Солнца с помощью анализа колебаний его поверхности.
Наблюдаемые волны возбуждаются турбулентной конвекцией в приповерхностном слое, где скорость этого процесса наиболее высока. Однако в деталях механизма генерации волн остается немало неясностей. Волна, возбужденная вблизи поверхности, начинает распространяться внутрь со скоростью звука. Скорость звука в среде растет по мере погружения вглубь Солнца, поэтому на некоторой глубине волна отражается и движется обратно к поверхности. Поверхность также отражает волны, но по другой причине – из-за скачка плотности. В результате волны оказываются «запертыми».
Существует три основных типа волн. Во-первых, это собственно акустические волны – p-волны (p – pressure, давление). Они в основном присутствуют в конвективной оболочке и верхней части лучистой зоны. Во-вторых, g-волны (g – gravity), для которых важна архимедова сила. Этот тип колебаний в основном сконцентрирован в недрах Солнца, под конвективной зоной, поэтому наблюдать их очень сложно. Наконец, есть просто поверхностные гравитационные волны (не путать с гравитационными волнами в общей теории относительности!), которые обозначают буквой f. Чаще всего обсуждаются акустические p-волны.
Колебания поверхностных слоев измеряются по доплеровскому сдвигу при наблюдениях в спектральных линиях. Впервые это было обнаружено в начале 1960-х гг. Лейтоном и его