Teleskoobiga vaadeldes näeme tegelikult ainult seda, mis toimub taevakeha pinnal. Ometi on oluline tunda ka objektide siseehitust. Seda on võimalik teada saada kolmel moel. Esiteks võime tuntud füüsikaseaduste alusel koostada näiteks tähe siseehituse arvutusliku mudeli ja võrrelda seejärel mudeli väliskihi omadusi teleskoobis nähtu või mõõdetuga. Teiseks võime vaadelda osakesi, mis suudavad läbida väga tihedaid ainekihte. Saadud pilt on küll väga hägune, kui seda üldse pildiks nimetada, aga ometi selliseid vaatlusi tehakse ning vastavatele neutriinoteleskoopidele on kulutatud üsna palju aega, pühendumust ja raha. Kolmas uurimisviis on helioseismoloogia või siis asteroseismoloogia.
Et teada saada, kas tegemist on tühja või täis bensiinitünniga, pole vaja korki lahti keerata. Aitab koputusest tünni seinale ja on selge, millega tegu. Kuidas selline tünni sisse „nägemine" käib?
Küsi ja sulle vastatakse
Tünn on suhteliselt väike ja sinna sisse ronimine pole just eriti mugav, seepärast jätkame uurimisretke tunduvalt suuremas ruumis, näiteks kirikus. Esimene asi, mis avaras katedraalis tähelepanu köidab, on eriline akustika. Iga heli, olgu siis hooletu külastaja, pilli või jutlustaja tekitatud, kumiseb kaua aega edasi. Akustikud nimetavad seda nähtust reverberatsiooniks ja niisuguse järelhelina kestus on üks põhiline ruumi iseloomustav näitaja. Suures kirikus võib kajakumin kesta kuni viis sekundit. Kuna helikiirus õhus on ligikaudu 300 meetrit sekundis, peegeldub helilaine kirikus edasi-tagasi paarkümmend korda, enne kui täielikult vaibub.
Vaatame nüüd reverberatsiooni üksiku orelivile seisukohast. Vile genereerib helilaine, mida lihtsustatult võib kirjeldada siinuslainena. Kui kuulame vilet kiriku kindlas kohas, siis jõuab meieni heli otse, läbi ühe-, kahe-, kolme- jne kordse peegelduse. Helilaine koosneb õhu tihenduste ja hõrenduste vahelduvast reast ja otse tuleva laine tihendused ei tarvitse kokku langeda peegeldunud lainete tihendustega. Näiteks võivad otse tuleva laine ja esimese peegelduse tihendused olla just vastufaasis ja sel juhul summutab peegeldunud laine osa otse tulevast lainest. Säärast nähtust nimetatakse kahe laine destruktiivseks interferentsiks. Ja vastupidi, kui otselaine tihendused jõuavad meieni just samal hetkel kui peegeldunud laine tihendused, on tegemist konstruktiivse interferentsiga ning heli mõnikord isegi tugevneb.
Iga orelivile jaoks on summutus- ja võimenduspiirkonnad isesugused. Piirkondade paigutuse ja ajalise muutuse ruumis määrab ruumi geomeetria, samuti seal asuvad esemed ning inimesed. Näiteks rahvast täis kiriku akustika erineb suuresti tühja kiriku akustikast. Mis veelgi huvitavam, igal kirikul on oma konkreetne häälestus. Kirikus laulnud inimesed on kogenud, et teatud helistikes laulmine on seal tunduvalt lihtsam. Veelgi enam, keskaegsed arhitektid oskasid ehituste sisegeomeetria kujundada nii, et see annab eelistuse just la-minoor helistikule (praeguse terminoloogia järgi). Säärases helistikus osalevad ainult valged klahvid - jällegi üks märk, kuidas kõik asjad on maailmas seotud.
Niisiis pole helisagedused võrdsed. Isegi kui heli tekitaja kiirgaks kõiki sagedusi ühe tugevusega - tehniliselt nimetatakse niisugust allikat valge müra generaatoriks -, jõuab helipilt kuulajani moonutatuna ehk filtreerituna. Seejuures on paljud sagedused tugevalt summutatud, ent teatud valitud rühm sagedusi selgesti eraldatavad. Moonutuste iseloom võib aga anda andmeid ruumi geomeetria ja muude omaduste kohta.
Moodid ja geomeetria
Vaatleme helilaineid lihtsamas, näiteks ristkülikukujulises ruumis. Kui tekitame heli ühe seina juures, siis vastasseinast tagasi tulnud kaja võib olla esialgse võnkumisega faasis, vastufaasis või midagi vahepealset. Vastufaasis olevad võnked sumbuvad kohe, vahepealsed samuti üsna kiiresti. Püsivamalt jäävad helisema faasis olevad lained, neid kutsutakse ka seisevlaineteks. Et see juhtuks, peab kahe seina vahele mahtuma täisarv kordi laineharju. Mitu korda just, see pole tähtis. Kui joonistame graafiku, kus lainete sumbuvus oleks lainete sagedusest sõltuv suurus ehk funktsioon, siis saaksime teravalt eristuvate spektrijoonte rea, millest igaühte võib iseloomustada ühe täisarvuga - korduste arvuga. Nii akustikas kui ka seismoloogias nimetatakse selliseid seisevlaineid moodideks. Kui räägitakse näiteks 12. moodist, siis mõeldakse selle all seisevlainet, mis jõuab teha kahe seina vahel 12 võnget, ning moodi tähistatakse indeksiga n = 12.
Ruum ei ole tavaliselt ruudukujuline. See aga tähendab, et moodide sagedused on erinevad ja olenevad sellest, kas need on moodustunud piki või põiki ruumi. Seega sisaldavad moodide mõõdetavad sagedused informatsiooni ka ruumi geomeetria kohta.
Ruumi summaarne akustika kujuneb kõikide moodide koostöös. Ruumi asetatud mikrofoni või kuulaja kõrva jõuab ainult summaarne signaal. Matemaatikud on aga välja töötanud spetsiaalse meetodi, nn Fourier analüüsi, mille järgi saab summaarse signaali jagada tagasi moodideks.
Päikese kahinad
Esimesed vihjed selle kohta, et ka Päikese puhul võime rääkida võnkumistest, saadi juba 20. sajandi algul. Kanada astronoom John Stanley Plaskett uuris tollal Päikese pöörlemise kiirust. Selleks mõõtis ta optilisi spektreid Päikese kujutise eri servadel. Nagu teada, nihkuvad meile lähenevate piirkondade spektrijooned mõnevõrra spektri sinise otsa poole (sininihe) ja kaugenevate piirkondade spektrijooned punase otsa poole (punanihe). Nende nihete vahe annab ettekujutuse pöörlemisest.
Andmete uurimisel selgus, et nihete vahe võngub mõnevõrra, perioodiga umbes 40 päeva. Plaskett avaldas oma vaatluste tulemused 1916. aastal ja seda momenti tulekski pidada Päikese kahinate uurimise alguseks. Tegelikult võisid need esimesed avastatud võnkumised olla tingitud ka süstemaatilistest vaatlusvigadest.
Päris kindlad andmed Päikese pinna lainetuste kohta saadi alles 1960. aastatel, mil USA astronoom Robert B. Leighton koos kolleegidega California tehnoloogiainstituudist mõõtsid spektrijoonte positsioonide ajalist sõltuvust erinevates päikeseketta piirkondades. Tulemusena leiti võnkumisi perioodiga 300 sekundi ringis, mis olid stabiilsed vähemalt paari-kolme võnke ulatuses. Samas tuldi välja mõttega, et pinnalainete täpsem uurimine võiks anda andmeid Päikese atmosfääri ehitusest.
1970. aastate keskel töötasid selle idee läbi mitmed teoreetikud, kes näitasid, et ka Päikese puhul võime rääkida seisevlainetest ja moodidest, nagu akustikas ja seismoloogiaski. Ka arvutuste alusel hinnatud võngete sageduspiirkonnad ei erinenud oluliselt esialgselt vaadeldutest. See motiveeris omakorda ikka täpsemalt ja pikaajalisemalt vaatlema. Sündis Päikese kahinaid uuriv teadusharu - helioseismoloogia.
Päikese moodid
Ruumi ja instrumentide akustika sõltub mõnevõrra ka temperatuurist. See on muuseas põhjus, miks orkester häälestab pillid vahetult enne esinemist, kui rahvas on juba saali täitnud ja temperatuur enam-vähem tasakaalu saavutanud.
Päikese puhul on asi keerulisem, kuna temperatuur pinnalt sissepoole minnes tõuseb. Koos sellega kasvab ka helikiirus. Kui pinnal tekkinud häiritus ei liigu just otse keskme suunas, siis on selle teekond Päikese sees kõverjooneline (joonis 1 trükinumbris). Nagu valguse kiiruse erinevus vees ja õhus paneb murduma teelusika varre kujutise teeklaasis, muudab refraktsiooni ehk murdumise nime all tuntud nähtus helilainete suunda Päikese sees. Varem või hiljem jõuab kõverdunud teekonnaga laine uuesti pinnale ja peegeldub sealt tagasi järgmisele teekonnale. Kui on tegemist piisavalt tugeva lainega, jõuab see niiviisi edasi-tagasi peegeldudes ja murdudes teha mitu ringi ümber Päikese sisemuse. Helilainete teatud liikumisnurkade korral jõuab laine pärast täisringi lähtepunkti tagasi. Olles lähtehäiritusega faasis, laine ei sumbu, vaid liigub uuele ringile. Kokkuvõttes moodustub teatud kindla arvu pinnapeegeldustega seisevlaine. Juhusliku nurga all väljunud laine võib ka mitu korda murduda ja peegelduda, ent sumbub kiiremini, kui summeerub vastufaasis olevate eelmistel ringidel olevate lainetega. Toimub lainete „darvinistlik" looduslik valik - hästi sobivad lained levivad kauem ja on eluvõimelised, ebasobivad sumbuvad kiiresti.
Selline seisevlainete tekkimise pilt on mõnevõrra lihtsustatud, kuna ei võta arvesse Päikese kolmemõõtmelisust. Tegelikule lähedasema pildi saame jooniselt 2 (vt trükinumbris), kus on toodud mõnede võimalike seisevlainete (moodide, omavõnkumiste, vabade lainete - heal lapsel mitu nime) pildid. Oluline on, et igat moodi iseloomustab kolm täisarvu: n, l ja m.
Esimene neist on tuntud tavalisest ruumiakustikast, see on seotud laine sageduse või kui soovite, siis lainepikkusega. Kõrgema sagedusega laineid mahub murdumis-peegelduskaartele rohkem ja nende moodide jaoks on n suurem, madala sagedusega võnkeid jällegi vähem. Arvu n nimetatakse moodi järguks.
Täisarv l, mida kutsutakse moodi astmeks, loeb moodi maksimumide arvu täisringil põhjapooluselt lõunapoolusele ja tagumiselt küljelt tagasi. Näiteks kui l = 1 siis on tegemist ainult ühe maksimumiga (mis asub juhuslikult lõunapoolusel), ja l = 2 puhul on kaks maksimumi, mõlemad ekvaatoril, üks vaataja pool ja teine kera tagaküljel.
Kolmas täisarv m on asimutaalne järk ja see loeb seisevlainete maksimume ekvaatori suunas. Kokku on moode miljoneid ja nende summa on vaadeldav Päikese pinna säbrulise lainetusena (joonis 3 trükinumbris).
Eespool rääkisime lainetest kui helilainetest. Selliste lainete taastavaks jõuks ehk „vedruks" on aine tihedus. Vastavatele moodidele on sellepärast antud ka nimetus p-moodid (ingl pressure modes). Sisuliselt ongi tegemist tõepoolest helilainetega, kuigi nende sagedused on tunduvalt madalamad kui need, mille tunneb ära inimese kõrv. Teist tüüpi lainete taastav jõud on ujuvus pinnal. Säärased lained on meile tuntud kas või tiiki visatud kivi vaatlemisest. Neid moode nimetatakse f-moodideks (ingl fundamental modes). Kolmandad on g-moodid (ingl gravitational modes). Nende taastavaks jõuks on gravitatsioon, mis töötab vastu Päikese sfäärilisi kihte loperguseks vajutada püüdvatele häiritustele. Gravitatsiooniliste moodide olemasolu tuleneb teoreetilisest analüüsist, kindlat vaatluslikku kinnitust nende leidmise kohta Päikesel veel ei ole.
Kuidas moode vaadeldakse
Igal moodil on oma geomeetria ja nende vaatlemiseks peab olema piisava ruumilise lahutusvõimega vaatlusseade. Samuti on igal moodil oma ajaline sagedus ja kuna moode on Päikesel väga palju, läheb vaja väga suurt sageduslikku lahutusvõimet. Et aru saada, miks kõrget sageduslikku lahutusvõimet on raske saavutada, vaatleme lihtsat näidet.
Oletame, et tegemist on moodidega, mille sagedused on vahemikus 0,1-0,5 võnget minutis (perioodide vahemik 2-10 minutit). Oletame, et selles vahemikus on meil miljon moodi, mis on üsna realistlik hinnang. Keskmine sageduste erinevus moodide vahel on siis 0,0000004 võnget minutis. Et eristada täpselt nii lähedasi sagedusi, peame moode vaatlema vähemalt nii kaua, et need jõuaksid kogu vaatlusaja vältel teha ka eri arvu võnkeid. Et erinevus oleks näiteks ainult üks võnge, kulub vaatlusaega umbes viis aastat. See on kindlasti liiga pikka aeg. Kas või seetõttu, et isegi poolustel tehtud pidevad vaatlused on võimalikud ainult umbes 150 päeva jooksul. Rääkimata tavalistest päikeseteleskoopidest, mis kunagi ei vaatle Päikest öösel ja mille mõõdetud read on alati täis auke.
Sagedusliku lahutusvõime probleemist saadakse üle põhiliselt kolmel viisil. Esiteks püütakse Päikese pinnakujutistes eraldada üksikud moodide pered, näiteks ainult need, mille jaoks aste l on 5. Teiseks püütakse instrument paigutada säärasesse kohta, kust Päike on pidevalt nähtav, näiteks Päikese ja Maa vahelisele orbiidile. Kolmandaks rakendatakse mittetäielike vaatlusridade aukude täitmiseks matemaatilisi meetodeid.
Oletame, et oleme päikesekettast saanud hulga suure lahutusega pilte - õigemini dopplerogramme (vt joonis 3 trükinumbris). Tumedamad punktid näitavad konkreetsel ajahetkel meie poole liikuvaid, heledamad meist kaugenevaid Päikese detaile. Iga üksiku elemendi heledus on aga tegelikult miljonite moodide summa ja kui need üksikuna ajast sõltuvana üles kirjutaksime, saaksime täiesti karvase ja mitte midagi ütleva signaali. Küll on aga pildilt kohe näha, et ketta vasak pool on keskmiselt tumedam kui parem. Taiplik lugeja saab muidugi kohe aru, et süüdlaseks on Päikese enda pöörlemine. Kui pöörlemisele kuuluv komponent maha lahutada, saame samal joonisel oleva parempoolse dopplerogrammi.
Selleks, et üksikuid moode paremini eraldada, tehakse veel üks oluline samm. Pöörlemisest „puhastatud" dopplerogramme korreleeritakse teoreetilistest arvutustest teada seisevlainetega (mis muidugi sõltuvad astmest l ja asimutaalsest järgust m), ning saadud ajast sõltuvaid korrelatsioone analüüsitakse Fourier' meetoditega. Niiviisi sõelutakse miljonite moodide hulgast välja kindla geomeetria ja ajalise käitumisega üksikud moodid. Ehk oreliga võrreldes - kõigepealt jagatakse helipilt üksikute orelivilede vahel (geomeetria) ja siis iga üksik vile ülemtoonideks (orelivile tämber). Geomeetria ja tämbri seost kirjeldatakse spetsiaalsel graafikul (joonis 4 trükinumbris), kus iga vile kohta X-teljel kujutatakse tämbrit iseloomustavaid ülemtoone Y-teljel. Graafiku tegelik kuju sõltub Päikese „arhitektuurist".
Orelid siin ja orelid seal
Aastal 1517 kasutas Martin Luther tolleaegset internetti ehk siis kiriku ust või kuulutustetahvlit (kes seda enam mäletab) oma 95 teesi kuulutamiseks. Sellest algas protestantlik reformatsiooniliikumine, mida tegelikult võiks ka revolutsiooniks nimetada. Revolutsioonil oli nii palju tulemeid, et tänapäeva elu oleks raske selleta ette kujutada. Meie jaoks on oluline, et jumalateenistusi hakati reformeeritud kirikutes pidama kohalikus keeles. Kogudus sai lõppude lõpuks aru jutlusest ja laulis kaasa omakeelseid psalme. Nii katkude aja möödumine kui jumalateenistuse omakeelsus tõi kirikusse tunduvalt rohkem rahvast. Rahva mahutamiseks ehitati juurde rõdusid ja muid konstruktsioone. Nii muutus ka kirikute akustika. Tüüpilised reverberatsiooniajad kahanesid umbes viielt sekundilt poolteise sekundi kanti ja seni teravad resonants-sagedused summutati. Kui varem oli pikkade vokaalide poolest rikas ladinakeelne laul lihtsalt pidulik taust, siis nüüd võis aru saada ka kodukeelsest tekstist. Ja mitte ainult seetõttu, et keel oli tuttav, vaid ka sellepärast, et akustika ei lubanud enam seguneda väga pikalt järelkajavatel moodidel. Isegi instrumentaalmuusika omandas täiesti uued võimalused. Uus akustika lubas teha kiireid käike ka madalatel nootidel, tavaliseks sai moduleerimine ühest helistikust teise, kuna kirikutele sisse ehitatud akustiline „värvus" oli muutunud valgemaks, sealt kadusid varem tüüpilised fikseeritud sagedustega moodid, millest eespool juttu. Kõiki neid võimalusi kasutas osavalt ära näiteks Johann Sebastian Bach.
Nagu kiriku arhitektuur, oreli ehitus, kooride ja solistide paigutus ning kuuldav muusika on omavahel tihedalt seotud, nii on ka Päikese moodide arv, paiknemine ja sagedused seotud tähe siseehitusega. Kuuldes, kuidas Päikese pind kahiseb, on võimalik uurida, mis siis ikkagi pinna all ja sügavamalgi toimub. Muuseas, päikesepinna säbruliste võnkumiste amplituud pole tegelikult eriti suur, tüüpilised kiirused on ainult kilomeetrites sekundis (mitte tunnis). Üksikute moodide amplituudid on aga kaudselt mõõdetavad ja neile tüüpilised kiirused on alla kümne sentimeetri sekundis. Lugeja peab pingutama siin oma ettekujutusvõimet. Päike asub meist 150 miljoni kilomeetri kaugusel ja selle läbimõõt on 109 korda suurem Maa läbimõõdust. Ja meie räägime sentimeetritest!
Mis Päikese sees toimub?
Oletame, et meil on pikaajalised vaatlusread ning oleme välja arvutanud eri moodide tugevused ja sagedused. Kuidas neid andmeid kasutada? On kaks teed. Esiteks saame füüsika põhivõrrandeid kasutades ehitada Päikese teoreetilise mudeli. Vabad parameetrid võime anda ette suvaliselt. Mudeli jaoks on võimalik välja arvutada selle akustiline käitumine - millised moodid ja millistel sagedustel oleksid vaadeldavad. Kui arvutatud väärtused vastavad tegelikele, olekski ülesanne lahendatud. Kui on aga suuri erinevusi, siis muudame mudeli parameetreid ja kordame arvutusi. Siin on kohane võrdlus kooliaritmeetikaga. Oletame, et vaadeldud väärtus on näiteks 5 ja me teame, et see arv sõltub otsitava parameetri X väärtusest nii, et 5 = 0,5 × X. Selleks, et teada saada X-i väärtust, võime hakata proovima mitmeid väärtusi: 1, 2, 3, 4 jne. Varem või hiljem jõuame arvuni, mis vähemalt ligikaudu rahuldab teoreetilist mudelit, antud juhul siis 5 = 0,5 × 10. Kui lahendaksime koolis sellist lihtsat võrrandit proovimise ja eksimise meetodil, poleks head hinnet loota. Ometi on astrofüüsikalised protsessid küllalt keerulised ning vastavad võrrandid sisaldavad nii palju aspekte, et niisugust meetodit tuleb tihti rakendada.
Teine võimalik andmete kasutamise meetod vastab jagamistehtele aritmeetikas. Muidugi eeldab õpetaja koolis, et me teame, et korrutamise pöördtehe on jagamine ning kiire vastus on kohe käes: 10 = 5/0,5. Osutub, et ka Päikese füüsikat kirjeldavate võrrandite jaoks on võimalik kirja panna võrranditele vastavad pöördteisendused. Sel juhul on sisendandmeteks vaadeldud väärtused ja vastuseks meid huvitavad füüsikalised suurused, näiteks helikiirus mitmesugustel sügavustel, tihedus jms.
Sõltumata kasutatud meetodist on Päikese moode uurides saadud teada väga palju. Kuna Päikese akustika sõltub eelkõige helikiirusest, siis oli helikiiruse muutumise käik Päikese sügavuses üks esimesi helioseismoloogia tulemusi (joonis 5 trükinumbris). Et aga helikiirus sõltub omakorda nii tihedusest, temperatuurist kui ka keemilisest koostisest, võimaldasid vastavad vaatlused täpsustada Päikese siseehituse standardseid (tsentraalsümmeetrilisi) mudeleid. Tulemused langesid suures osas kokku juba teadaolevaga ja suuri üllatusi ei tulnud. Samas veenduti, et meetod töötab. Need olid tegelikult uue teadusharu varajased lapsepõlverõõmud.
Suures plaanis võiks Päikese sisemuse jagada kolme ossa (joonis 6 trükinumbris). Keskel on südamik ehk tuum, mis ulatub kuni 0,2 Päikese raadiuseni. Tuum on väga tihe - 150 korda tihedam kui vesi. Tuumas kulgevad termotuumaprotsessid, milles tekkinud energia kiiratakse vaikselt väljapoole. Just vaikselt, sest soojusülekanne pinnale võib võtta aega umbes 100 000 aastat ja ehk enamgi, samas väljuvad neutriinod, mis tekivad samuti Päikese tuumas toimuvate protsesside tulemusena, pinnale kahe sekundiga. Raadiuste vahemikku 0,2-0,7 nimetatakse kiirgustsooniks, kus tegelikult midagi erilist ei juhtu. Alt tulnud energia levib suhteliselt ühtlases keskkonnas, tihedus ja temperatuur vähenevad pinnale lähenedes. Alates raadiusest 0,7 muutub Päikese siseelu tormilisemaks. Seda keevat väliskihti nimetatakse konvektiivseks ümbriseks, mille ülakihid on ka otseselt vaadeldavad. Just see kiht on ka Päikese-oreli tuuletallaja, läbi kogu Päikese levivad lained saavad oma esialgsed häiritused just konvektsioonirakkudes toimuvatest kiiretest ja energeetilistest liikumistest.
Juba vähemalt sada aastat on teada, et Päikese väliskihi pöörlemine on ebatavaline. Ekvaatoril on pöörlemise kiirus oluliselt suurem kui kõrgematel laiuskraadidel (joonis 7 trükinumbris). Kui midagi niisugust Maa peal toimuks, oleks elu üsna veider. Ajalehesabades ilmuksid iga päeva lisaks ilmaennustustele ka tabelid, kus kirjas linnade asukohad. Ekvaatori lähedane Kampala linn Ugandas oleks üks kiiremaid pöörlejaid ja Longyearbyen Teravmägedel liiguks üsna laisalt. Lennuliinide pikkused muutuksid iga tunniga. Sellise veidra diferentsiaalse pöörlemise füüsikaline mehhanism Päikesel hakkab alles nüüd selgeks saama. Seejuures on väga oluline roll helioseismoloogial. Nimelt võimaldas väga täpne tuhandete helioseismiliste moodide analüüs kindlaks teha, kuidas muutub pöörlemine Päikese sees. Osutus, et mida sügavamale minna, seda väiksemad on pöörlemiskiiruste erinevused ja lõpuks saabub kiht, millest edasi Päike pöörleb juba nagu tahke keha (joonis 8 trükinumbris). Üleminekukiht sai spetsiaalse nime: tahhokliin (ingl tachocline). See, et tahhokliini sügavus langeb enam-vähem kokku konvektiivse ümbrise aluskihiga, piltlikult siis katla põhjaga, polnud mingi üllatus.
Helioseismoloogia rakendusi Päikese globaalsete füüsikaliste omaduste uurimisel on palju. Kuid sellega pole meetodi võimalused ammendatud. Lainete levikut Päikesel võib uurida ka väiksemas mastaabis.
Lokaalne helioseismoloogia ja helioseismiline holograafia
Päikese pinnal juhtub mõndagi. Tuntud on päikeseplekid, mis aeg-ajalt tekivad ja kaovad. Plekid kipuvad kogunema pesadesse ehk Päikese aktiivsetesse piirkondadesse. Vahel kukub Päikesesse mõni hooletu komeet. Igal juhul on tegemist pinnahäiritustega, mis mööda Päikese pinda lainetena edasi levivad. Täpselt nagu vette visatud kivi ümber tekivad ringlained, on ka lokaalsed päikeselained esimeses lähenduses ringikujulised. Aga kuna Päikese pind ja pinnaalused kihid on väga ebaühtlased, kipuvad need ringid mõnevõrra moonduma. Nende väikeste lokaalsete moonutuste abil on aga võimalik uurida keskkonna kohapealseid omadusi.
Häirituslained võivad jääda helisema pikaks ajaks. Isegi nii kauaks, et jõuavad ühelt Päikese poolelt teisele. Kui niisugustele lainetele rakendada pöördülesannete lahendamise metoodikat, saab näha mitte ainult Päikese sisse, vaid ka taha. See võib osutuda küllalt oluliseks. Kui niimoodi avastatakse näiteks uus väga aktiivne piirkond Päikese tagaküljel, jääb meil veel oma paar nädalat, et olla valmis peagi saabuvateks magnettormideks. Informatsioon lokaalse häirituse kohta levib lainetena üle kogu Päikese pinna. Teame, et iga hologrammi punkt sisaldab informatsiooni kogu kujutise kohta. Nii ka siin ja sellest ka meetodi nimetus - helioseismiline holograafia.
Mitte ainult Päikesel
Päike on lähim täht, mistõttu saame seda uurida väga detailselt. Teised tähed on oma 100 000 korda kaugemal ja seega on ka nende tundmaõppimine keerulisem. Ometi on teada hulk tähti, kus on mõõdetud heleduste võnkumisi, mille perioodid on lähedased teoreetiliselt arvutatud omavõngete (moodide) perioodidele. Kuna kaugete tähtede kujutised ei ole lahutatud, st me ei näe nende pinnaelemente, siis on „kuuldavad" ainult väga tugevad ja väikse astmega l noodid. Astronoomid, kes selliste tähtede uurimise entusiastid, on juba mõnda aega välja andnud isegi erialast ajakirja Communications in Asteroseismology, rääkimata kollektiivsetest vaatluskampaaniatest ja viimasel ajal ka satelliitvaatluste programmidest. Täheseismoloogiast aga räägime ehk kunagi hiljem.
Maa peal on tunduvalt olulisem asjaolu, et ka Maa kahiseb. Kui lahutada ülitundlike seismograafide mõõdetud seismogrammidest kõik kindlakstehtavad maavärinad, mida on päevas tuhandeid, tuumaplahvatused, mida praegu on õnneks vähe, kui üldse, jms, jääb ometi signaalikomponent, mis sisaldab teravaid ja küllalt püsivaid spektrijooni. Seega on ka Maal omad tüüpilised vabade võnkumiste moodid ning nende sageduste ja tugevuste jaotuses peitub informatsioon Maa siseehituse kohta. Võib leida isegi moode, mille sagedused langevad kokku Päikese teatud võngetega. Kolleeg David Thomson oli nii julge, et tõlgendas seda kui Päike-Maa suhteid (vt uudist Horisondis 6/2007, lk 4). Kust Maa omavõnked energiat saavad, pole täpselt teada. Rohkesti on mitmesuguseid hüpoteese, alates maakoore mikronihetest kuni pinnale rõhuvate õhumasside liikumiseni.
Nagu näeme, ei tarvitse uus taevaaken avaneda ainult uue spektripiirkonna kasutusele võtmisega. Ka vaatluste süstemaatiline organiseerimine, võimas andmetöötlusmetoodika ja teoreetiliste uuringute tihe seos vaatlustega võimaldab „näha" sinna, kuhu seni pole keegi näinud. Olgu siis Päikese sisse või läbi Päikese.
LOE VEEL
Hope Bagenali. Bach's Music and Church Acoustics. Music & Letters. Vol. 11, No 2. 1930.
JAAN PELT (1947) on lõpetanud Tartu Ülikooli rakendusmatemaatika erialal. Teadustekandidaat, Tartu Observatooriumi vanemteadur. Töötanud Ungaris, Soomes, Taanis, Saksamaal ja Norras. Tuntumad tööd on pühendatud gravitatsiooniläätsedele, magnetiliselt aktiivsetele tähtedele ja päikeseplekkide statistikale.
