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 соавторами (Robert Leighton, Robert Noyers, George Simon). Эти ученые открыли пятиминутные колебания Солнца (названы по продолжительности их периода) с амплитудой скорости несколько сотен метров в секунду и пространственными масштабами порядка тысяч километров. Это самые заметные вертикальные колебания атмосферы Солнца.
Волны возбуждаются вблизи поверхности Солнца турбулентной конвекцией.
Дальнейшие исследования показали, что наблюдаемые осцилляции с периодом около 5 минут – это стоячие акустические волны. Сейчас обнаружены колебания с периодами от 3 до 55 минут. Для их существования должно выполняться условие, сводящееся к комбинации длины волны (в горизонтальном направлении) и ее частоты. По сути, удается построить зависимость скорости звука от глубины.
Типичные периоды наблюдаемых колебаний Солнца составляют от нескольких минут до часа.
На распространение акустических волн влияют магнитные поля. Во-первых, они меняют параметры среды, изменяя и скорость звука. Во-вторых, поскольку вещество Солнца ионизовано, колебания среды с магнитным полем могут приводить к возникновению магнитогидродинамических волн. Из-за этого энергия акустических волн переходит в энергию волн магнитогидродинамических. К тому же магнитные поля могут оказывать влияние и на само возникновение волн, а не только на их распространение. Все это позволяет получать данные о магнитных полях в рамках гелиосейсмологических исследований. Правда, зачастую результаты оказываются зависимыми от выбранных моделей.