Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

Корональні петлі утворюють основну структуру нижньої корони і перехідного регіону Сонця Ці високо структуровані петлі є

Корональна петля

Корональна петля

Корональні петлі утворюють основну структуру нижньої корони і перехідного регіону Сонця. Ці високо структуровані петлі є прямим наслідком закрученого сонячного магнітного потоку в межах тіла Сонця. Популяція корональних петель може бути безпосередньо пов'язана з сонячним циклом; саме з цієї причини корональні петлі часто зустрічаються в «ногах» сонячних плям. Магнітний потік, який піднімається, протискується крізь фотосферу, оголюючи більш холодну плазму нижче. Контраст між фотосферою і нутрощами Сонця справляє враження темних плям на Сонці.

Корональні петлі.
На цьому відео корональні петлі поруч з більш розмитими ділянками нижчої сонячної атмосфери створюють вражаюче шоу.
image
Типові корональні петлі за спостереженнями TRACE.
Відео 4k дозволяє з високою роздільною здатністю роздивитися складність активності на поверхні Сонця. Тут і корональні петлі, які поєднують ділянки протилежного магнітного полюсу, і величезні протуберанці, і сонячні плями.

Фізичні характеристики

image
Діаграма, що показує еволюцію сонячного магнітного потоку протягом одного сонячного цикла.
image
Схема нижньої корони і перехідного регіону, де спостерігаються корональні петлі різних масштабів.

Корональна петля — це магнітний потік, зафіксований на обох кінцях, що простягнутий через сонячне тіло і виступає в сонячній атмосфері. Вони є ідеальними конструкціями для спостереження в намаганні розібратися в передачі енергії від сонячного тіла через перехідний регіон до корони.

Існує багато масштабів корональних петель, поруч з трубами відкритого магнітного потоку, які переходять у сонячний вітер і сягають далеко у корону і геліосферу. Закріплені у фотосфері (вважається, що існує жорсткий лінійно-зв'язаний якір там, де високо-β, зовнішня плазма утримує «ноги» петлі на місці), корональні петлі простягаються через хромосферу і перехідний регіон і високо в корону.

Крім різних довжин, корональні петлі також мають широкий спектр температур. Петлі, що існують при температурах нижче 1 млн. К, зазвичай іменують холодними петлями, з температурою близько 1 млн. К  - теплі петлі, а понад 1 млн. К — гарячі петлі. Відповідно, ці різні категорії випромінюють на різних довжинах хвиль.

Розташування

Корональні петлі існують як в активних, так і в спокійних регіонах сонячної поверхні. Активні регіони на сонячній поверхні займають невеликі ділянки, але дають більшу частину активності і часто є джерелами спалахів і корональних викидів маси внаслідок присутності інтенсивного магнітного поля. Активні регіони виробляють 82 % загальної енергії нагрівання корони. Корональні діри — це відкриті силові лінії, розташовані переважно в полярних областях Сонця, і є джерелом швидкого сонячного вітру. Спокійне Сонце є рештою сонячної поверхні. Спокійне Сонце, хоча і менш активне, ніж активні регіони, наповнене динамічними процесами і перехідними подіями (яскраві точки, наноспалахи та джети). Як правило, спокійне Сонце існує в областях замкнутих магнітних структур, а активні регіони є високо динамічними джерелами вибухових подій. Однак за спостереженнями вся корона масово наповнена відкритими і закритими лініями магнітного поля.

Корональні петлі і проблема нагрівання корони

image
Змодельований приклад спокійної корональної петлі (вклад енергії).

Для того, щоб закрита лінія поля стала корональною петлею вона повинна наповнитись плазмою. Тому насправді  на сонячній поверхні корональні петлі є рідкістю, оскільки більшість структури закритих магнітних потоків є порожніми. Це означає, що механізм, який нагріває корону і наповнює хромосферною плазмою замкнутий магнітний потік, є сильно локалізованим. Цей механізм заповнення плазмою, динамічних потоків і нагрівання корони залишається загадкою. Механізм повинен бути досить стабільним, щоб і далі постачати корону хромосферною плазмою, і досить потужним, щоб прискорювати і відповідно нагрівати плазму від 6000 до 1 млн. К за декілька хвилин руху від хромосфери і перехідного регіону до корони. Саме тому корональні петлі є предметом інтенсивного дослідження — вони кріпляться до фотосфери, наповнюються хромосферною плазмою, перетинають перехідний регіон та існують у корональних температурах після інтенсивного нагрівання.

Історія спостережень

1946—1975

Значний поступ у дослідженні корональних петель був зроблений за допомогою наземних телескопів (таких як Сонячна обсерваторія Мауна-Лоа, MLSO, на Гаваях) і за допомогою спостережень корони при затемненнях. Однак для усунення впливу земної атмосфери на розвиток фізики Сонця потрібні були космічні спостереження. Першими було короткі (7-хвилинні) польоти ракет Aerobee в 1946 і 1952 роках; їх спектрограми вимірювали сонячне крайнє ультрафіолетове та і Лайман-α випромінення. До 1960 року базові рентгенівські спостереження були виконані з допомогою таких ракет. Місії British Skylark rocket з 1959 по 1978 р. також надали в основному дані рентгенівських спектрометрів. Хоча і успішні, ракетні місії були дуже обмежені в тривалості і вантажопідйомності. У період 1962—1975, серії орбітальних супутників «Orbiting Solar Observatory» (від OSO-1 до OSO-8) вдалося здійснити більш широкі спетрометричні спостереження у крайньому ультрафіолеті та рентгенівських хвилях. У 1973 році був запущений Скайлеб і почалися комплексні дослідження на багатьох довжинах хвиль, які символізували майбутнє обсерваторій. Ця місія тривала рік і була замінена на , яка стала першою обсерваторією, яка досллідила більшість сонячного циклу (з 1980 по 1989 рік).

1991–поточний час

image
Повний диск мозаїка на мільйон градусів Сонця на TRACE.

Спільнота дослідників Сонця вітала запуск супутника (Solar A) з космічного центру Кагосіма в серпні 1991 року. Він припинив роботу 14 грудня 2001 року внаслідок відмови акумулятора, але здійснив революцію в рентгенівських спостереження за своє десятиліття роботи. Yohkoh (або Сонячний промінь) мав навколоземну еліптичну орбіту і спостерігав викиди рентгенівського і гамма-випромінювання від сонячних явищ, таких як сонячні спалахи. Yohkoh мав чотири інструменти: кристал-спектрометр Брегга, спектрометр широкого діапазону (СПП), телескоп м'яких рентгенівських хвиль і телескоп жорстких рентгенівських хвиль. Вони  управлялись консорціумом вчених з Японії, США і Великої Британії. Корональні петлі переважно спостерігались телескопом м'яких рентгенівських хвиль.

Телескоп м'яких рентгенівських хвиль спостерігав рентгенівські промені у діапазоні 0.25–4.0 keV та розрізняв риси Сонця до 2,5 кутових секунд з часовою роздільною здатністю у 0.5–2 кутових секунд. Цей інструмент був чутливий до плазми температурою 2-4 млн. К, що робило його ідеальним для порівняння з даними, отриманими від матеріалів TRACE дослідження корональних петель, які випромінювали в крайньому УФ-діапазоні довжин хвиль.

Наступним великим кроком у галузі фізики сонця став запуск Сонячної і Геліосферної обсерваторії (SOHO) у грудні 1995 року з бази ВПС США на мисі Канаверал у штаті Флорида, США. SOHO спочатку мала термін експлуатації два роки. Її місія була продовжена до березня 2007 року завдяки її приголомшливому успіху, що дозволило SOHO спостерігати повний 11-річний сонячний цикл, а потім і далі. SOHO постійно звернена до Сонця, тримаючи повільну орбіту навколо першої точки Лагранжа (Л1), де гравітаційний балансу між Сонцем і Землею забезпечує стабільне положення для SOHO на орбіті. SOHO постійно затуляє Сонце для Землі на відстані приблизно 1,5 мільйона кілометрів.

SOHO управляється вченими з Європейського космічного агентства (ЄКА) і НАСА. Ця велика сонячна місія містить більше інструментів, ніж TRACE та Yohkoh разом, і була розроблена, щоб досліджувати ланцюг від надр Сонця, сонячну корону до сонячного вітру. SOHO має 12 інструментів на борту, в тому числі спектрометр корональної діагностики, телескоп крайнього ультрафіолетового випромінювання, інструмент вимірювання сонячної ультрафіолету у випущеному випромінюванні (SUMER) і ультрафіолетовий коронограф-спектрометр (UVCS); всі з них широко використовуються при дослідженні перехідного регіону і корони.

Телескоп крайнього ультрафіолетового випромінювання широко використовується для спостереження корональних петель. Він фотографує перехідний регіон і вглиб внутрішньої частини корони, використовуючи чотири діапазони: 171 Å FeIX, 195 Å FeXII, 284 Å FeXV та 304 Å HeII, кожен з яких відповідає різним температурам крайнього ультрафіолетового випромінення, і досліджує хромосферну мережу в нижній короні.

Дослідник перехідного регіону і корони (TRACE) був запущений в квітні 1998 р. з авіабази Ванденберг в рамках проекту НАСА Goddard Space Flight Center Small Explorer (SMEX). Невеликий орбітальний прилад має на борту телескоп Кассегрена розміром 30×160 см та 8.66 м фокусом  з CCD-детектором роздільною здатністю 1200×1200 px. Термін запуску було приурочено до висхідної фази сонячного максимуму. Спостереження перехідного регіону і нижньої корони може бути проведене в поєднанні з SOHO, щоб дати безпрецедентний вид на сонячне оточення під час цієї захопливої фази сонячного циклу.

За рахунок високої просторової (1 кут. сек.) і часової (1-5 секунд) роздільної здатності, TRACE вдавалося отримати дуже докладні зображення корональних структур, у той час як SOHO забезпечує глобальні зображення Сонця (низької роздільної здатності. Ця кампанія демонструє обсерваторії можливість відстежувати еволюцію стійким станом (або спокою) корональні петлі. TRACE використовує фільтри, які чутливі до електромагнітного випромінювання у діапазонах 171 Å FeIX, 195 Å FeXII, 284 Å FeXV, 1216 Å HI, 1550 Å CIV та 1600 Å. Особливий інтерес являють смуги 171 Å, 195 Å та 284 Å , бо вони чутливі до випромінювання тихих корональних петель.

Динамічні потоки

image
Нова сонячна обсерваторія Hinode (Solar-B), запущена у вересні 2006 року, буде спостерігати магнітну структуру корони.

Всі перераховані вище космічні місії були дуже успішні в спостереженні за сильними потоками плазми і високо динамічними процесами в корональних петлях. Наприклад, спостереження SUMER показують швидкості потоків у 5-16 км/с на сонячному диск, а інші спільні спостереження SUMER/TRACE виявили потоки 15-40 м/с. Дуже високі швидкості були виявлені пласким кристал-спектрометром на борту Solar Maximum Mission — швидкості плазми були зафіксовані в діапазоні 40-60 км/с.

Див. також

Посилання

  • сайт TRACE [ 15 лютого 2015 у Wayback Machine.]
  • Solar and Heliospheric Observatory [ 24 лютого 2011 у Wayback Machine.]
  • Проблема нагрівання корони на Innovation Reports [ 27 грудня 2008 у Wayback Machine.]
  • NASA/GSFC опис проблеми нагрівання корони [ 13 лютого 2012 у Wayback Machine.]
  • FAQ про корональне нагрівання [ 1 березня 2010 у Wayback Machine.]
  • Анімоване пояснення корональних петель та їх ролі у створенні протуберанців [ 16 листопада 2015 у Wayback Machine.] (University of South Wales)

Примітки

  1. Vourlidas, A.; J. A. Klimchuk; C. M. Korendyke; T. D. Tarbell; B. N. Handy (2001). On the correlation between coronal and lower transition region structures at arcsecond scales. Astrophysical Journal. 563 (1): 374—380. Bibcode:2001ApJ...563..374V. doi:10.1086/323835.
  2. Aschwanden, M. J. (2001). An evaluation of coronal heating models for Active Regions based on Yohkoh, SOHO, and TRACE observations. Astrophysical Journal. 560 (2): 1035—1044. Bibcode:2001ApJ...560.1035A. doi:10.1086/323064.
  3. Aschwanden, M. J. (2004). Physics of the Solar Corona. An Introduction. Praxis Publishing Ltd. ISBN .
  4. Litwin, C.; R. Rosner (1993). On the structure of solar and stellar coronae – Loops and loop heat transport. ApJ. 412: 375—385. Bibcode:1993ApJ...412..375L. doi:10.1086/172927.
  5. Boland, B. C.; E. P. Dyer; J. G. Firth; A. H. Gabriel; B. B. Jones; C. Jordan; R.W. P. McWhirter; P. Monk; R. F. Turner (1975). Further measurements of emission line profiles in the solar ultraviolet spectrum. MNRAS. 171: 697—724. Bibcode:1975MNRAS.171..697B. doi:10.1093/mnras/171.3.697.
  6. Vaiana, G. S.; J. M. Davis; R. Giacconi; A. S. Krieger; J. K. Silk; A. F. Timothy; M. Zombeck (1973). X-Ray Observations of Characteristic Structures and Time Variations from the Solar Corona: Preliminary Results from SKYLAB. Astrophysical Journal Letters. 185: L47—L51. Bibcode:1973ApJ...185L..47V. doi:10.1086/181318.
  7. Strong, K. T.; J. L. R. Saba; B. M. Haisch; J. T. Schmelz (1999). The many faces of the Sun: a summary of the results from NASA’s Solar Maximum Mission. New York: Springer.
  8. Aschwanden, M. J. (2002). Observations and models of coronal loops: From Yohkoh to TRACE, in Magnetic coupling of the solar atmosphere. 188: 1—9.
  9. Spadaro, D.; A. C. Lanzafame; L. Consoli; E. Marsch; D. H. Brooks; J. Lang (2000). Structure and dynamics of an active region loop system observed on the solar disc with SUMER on SOHO. Astronomy & Astrophysics. 359: 716—728.
  10. Winebarger, A. R.; H. Warren; A. van Ballegooijen; E. E. DeLuca; L. Golub (2002). Steady flows detected in extreme-ultraviolet loops. Astrophysical Journal Letters. 567 (1): L89—L92. Bibcode:2002ApJ...567L..89W. doi:10.1086/339796.

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

Koronalni petli utvoryuyut osnovnu strukturu nizhnoyi koroni i perehidnogo regionu Soncya Ci visoko strukturovani petli ye pryamim naslidkom zakruchenogo sonyachnogo magnitnogo potoku v mezhah tila Soncya Populyaciya koronalnih petel mozhe buti bezposeredno pov yazana z sonyachnim ciklom same z ciyeyi prichini koronalni petli chasto zustrichayutsya v nogah sonyachnih plyam Magnitnij potik yakij pidnimayetsya protiskuyetsya kriz fotosferu ogolyuyuchi bilsh holodnu plazmu nizhche Kontrast mizh fotosferoyu i nutroshami Soncya spravlyaye vrazhennya temnih plyam na Sonci source source source source source source source Koronalni petli source source source source source source source Na comu video koronalni petli poruch z bilsh rozmitimi dilyankami nizhchoyi sonyachnoyi atmosferi stvoryuyut vrazhayuche shou Tipovi koronalni petli za sposterezhennyami TRACE source source source source source source source source source source Video 4k dozvolyaye z visokoyu rozdilnoyu zdatnistyu rozdivitisya skladnist aktivnosti na poverhni Soncya Tut i koronalni petli yaki poyednuyut dilyanki protilezhnogo magnitnogo polyusu i velichezni protuberanci i sonyachni plyami Fizichni harakteristikiDiagrama sho pokazuye evolyuciyu sonyachnogo magnitnogo potoku protyagom odnogo sonyachnogo cikla Shema nizhnoyi koroni i perehidnogo regionu de sposterigayutsya koronalni petli riznih masshtabiv Koronalna petlya ce magnitnij potik zafiksovanij na oboh kincyah sho prostyagnutij cherez sonyachne tilo i vistupaye v sonyachnij atmosferi Voni ye idealnimi konstrukciyami dlya sposterezhennya v namaganni rozibratisya v peredachi energiyi vid sonyachnogo tila cherez perehidnij region do koroni Isnuye bagato masshtabiv koronalnih petel poruch z trubami vidkritogo magnitnogo potoku yaki perehodyat u sonyachnij viter i syagayut daleko u koronu i geliosferu Zakripleni u fotosferi vvazhayetsya sho isnuye zhorstkij linijno zv yazanij yakir tam de visoko b zovnishnya plazma utrimuye nogi petli na misci koronalni petli prostyagayutsya cherez hromosferu i perehidnij region i visoko v koronu Krim riznih dovzhin koronalni petli takozh mayut shirokij spektr temperatur Petli sho isnuyut pri temperaturah nizhche 1 mln K zazvichaj imenuyut holodnimi petlyami z temperaturoyu blizko 1 mln K tepli petli a ponad 1 mln K garyachi petli Vidpovidno ci rizni kategoriyi viprominyuyut na riznih dovzhinah hvil Roztashuvannya Koronalni petli isnuyut yak v aktivnih tak i v spokijnih regionah sonyachnoyi poverhni Aktivni regioni na sonyachnij poverhni zajmayut neveliki dilyanki ale dayut bilshu chastinu aktivnosti i chasto ye dzherelami spalahiv i koronalnih vikidiv masi vnaslidok prisutnosti intensivnogo magnitnogo polya Aktivni regioni viroblyayut 82 zagalnoyi energiyi nagrivannya koroni Koronalni diri ce vidkriti silovi liniyi roztashovani perevazhno v polyarnih oblastyah Soncya i ye dzherelom shvidkogo sonyachnogo vitru Spokijne Sonce ye reshtoyu sonyachnoyi poverhni Spokijne Sonce hocha i mensh aktivne nizh aktivni regioni napovnene dinamichnimi procesami i perehidnimi podiyami yaskravi tochki nanospalahi ta dzheti Yak pravilo spokijne Sonce isnuye v oblastyah zamknutih magnitnih struktur a aktivni regioni ye visoko dinamichnimi dzherelami vibuhovih podij Odnak za sposterezhennyami vsya korona masovo napovnena vidkritimi i zakritimi liniyami magnitnogo polya Koronalni petli i problema nagrivannya koroni Zmodelovanij priklad spokijnoyi koronalnoyi petli vklad energiyi Dlya togo shob zakrita liniya polya stala koronalnoyu petleyu vona povinna napovnitis plazmoyu Tomu naspravdi na sonyachnij poverhni koronalni petli ye ridkistyu oskilki bilshist strukturi zakritih magnitnih potokiv ye porozhnimi Ce oznachaye sho mehanizm yakij nagrivaye koronu i napovnyuye hromosfernoyu plazmoyu zamknutij magnitnij potik ye silno lokalizovanim Cej mehanizm zapovnennya plazmoyu dinamichnih potokiv i nagrivannya koroni zalishayetsya zagadkoyu Mehanizm povinen buti dosit stabilnim shob i dali postachati koronu hromosfernoyu plazmoyu i dosit potuzhnim shob priskoryuvati i vidpovidno nagrivati plazmu vid 6000 do 1 mln K za dekilka hvilin ruhu vid hromosferi i perehidnogo regionu do koroni Same tomu koronalni petli ye predmetom intensivnogo doslidzhennya voni kriplyatsya do fotosferi napovnyuyutsya hromosfernoyu plazmoyu peretinayut perehidnij region ta isnuyut u koronalnih temperaturah pislya intensivnogo nagrivannya Istoriya sposterezhen1946 1975 Znachnij postup u doslidzhenni koronalnih petel buv zroblenij za dopomogoyu nazemnih teleskopiv takih yak Sonyachna observatoriya Mauna Loa MLSO na Gavayah i za dopomogoyu sposterezhen koroni pri zatemnennyah Odnak dlya usunennya vplivu zemnoyi atmosferi na rozvitok fiziki Soncya potribni buli kosmichni sposterezhennya Pershimi bulo korotki 7 hvilinni poloti raket Aerobee v 1946 i 1952 rokah yih spektrogrami vimiryuvali sonyachne krajnye ultrafioletove ta i Lajman a viprominennya Do 1960 roku bazovi rentgenivski sposterezhennya buli vikonani z dopomogoyu takih raket Misiyi British Skylark rocket z 1959 po 1978 r takozh nadali v osnovnomu dani rentgenivskih spektrometriv Hocha i uspishni raketni misiyi buli duzhe obmezheni v trivalosti i vantazhopidjomnosti U period 1962 1975 seriyi orbitalnih suputnikiv Orbiting Solar Observatory vid OSO 1 do OSO 8 vdalosya zdijsniti bilsh shiroki spetrometrichni sposterezhennya u krajnomu ultrafioleti ta rentgenivskih hvilyah U 1973 roci buv zapushenij Skajleb i pochalisya kompleksni doslidzhennya na bagatoh dovzhinah hvil yaki simvolizuvali majbutnye observatorij Cya misiya trivala rik i bula zaminena na yaka stala pershoyu observatoriyeyu yaka dosllidila bilshist sonyachnogo ciklu z 1980 po 1989 rik 1991 potochnij chas Povnij disk mozayika na miljon gradusiv Soncya na TRACE Spilnota doslidnikiv Soncya vitala zapusk suputnika Solar A z kosmichnogo centru Kagosima v serpni 1991 roku Vin pripiniv robotu 14 grudnya 2001 roku vnaslidok vidmovi akumulyatora ale zdijsniv revolyuciyu v rentgenivskih sposterezhennya za svoye desyatilittya roboti Yohkoh abo Sonyachnij promin mav navkolozemnu eliptichnu orbitu i sposterigav vikidi rentgenivskogo i gamma viprominyuvannya vid sonyachnih yavish takih yak sonyachni spalahi Yohkoh mav chotiri instrumenti kristal spektrometr Bregga spektrometr shirokogo diapazonu SPP teleskop m yakih rentgenivskih hvil i teleskop zhorstkih rentgenivskih hvil Voni upravlyalis konsorciumom vchenih z Yaponiyi SShA i Velikoyi Britaniyi Koronalni petli perevazhno sposterigalis teleskopom m yakih rentgenivskih hvil Teleskop m yakih rentgenivskih hvil sposterigav rentgenivski promeni u diapazoni 0 25 4 0 keV ta rozriznyav risi Soncya do 2 5 kutovih sekund z chasovoyu rozdilnoyu zdatnistyu u 0 5 2 kutovih sekund Cej instrument buv chutlivij do plazmi temperaturoyu 2 4 mln K sho robilo jogo idealnim dlya porivnyannya z danimi otrimanimi vid materialiv TRACE doslidzhennya koronalnih petel yaki viprominyuvali v krajnomu UF diapazoni dovzhin hvil Nastupnim velikim krokom u galuzi fiziki soncya stav zapusk Sonyachnoyi i Geliosfernoyi observatoriyi SOHO u grudni 1995 roku z bazi VPS SShA na misi Kanaveral u shtati Florida SShA SOHO spochatku mala termin ekspluataciyi dva roki Yiyi misiya bula prodovzhena do bereznya 2007 roku zavdyaki yiyi prigolomshlivomu uspihu sho dozvolilo SOHO sposterigati povnij 11 richnij sonyachnij cikl a potim i dali SOHO postijno zvernena do Soncya trimayuchi povilnu orbitu navkolo pershoyi tochki Lagranzha L1 de gravitacijnij balansu mizh Soncem i Zemleyu zabezpechuye stabilne polozhennya dlya SOHO na orbiti SOHO postijno zatulyaye Sonce dlya Zemli na vidstani priblizno 1 5 miljona kilometriv SOHO upravlyayetsya vchenimi z Yevropejskogo kosmichnogo agentstva YeKA i NASA Cya velika sonyachna misiya mistit bilshe instrumentiv nizh TRACE ta Yohkoh razom i bula rozroblena shob doslidzhuvati lancyug vid nadr Soncya sonyachnu koronu do sonyachnogo vitru SOHO maye 12 instrumentiv na bortu v tomu chisli spektrometr koronalnoyi diagnostiki teleskop krajnogo ultrafioletovogo viprominyuvannya instrument vimiryuvannya sonyachnoyi ultrafioletu u vipushenomu viprominyuvanni SUMER i ultrafioletovij koronograf spektrometr UVCS vsi z nih shiroko vikoristovuyutsya pri doslidzhenni perehidnogo regionu i koroni Teleskop krajnogo ultrafioletovogo viprominyuvannya shiroko vikoristovuyetsya dlya sposterezhennya koronalnih petel Vin fotografuye perehidnij region i vglib vnutrishnoyi chastini koroni vikoristovuyuchi chotiri diapazoni 171 A FeIX 195 A FeXII 284 A FeXV ta 304 A HeII kozhen z yakih vidpovidaye riznim temperaturam krajnogo ultrafioletovogo viprominennya i doslidzhuye hromosfernu merezhu v nizhnij koroni Doslidnik perehidnogo regionu i koroni TRACE buv zapushenij v kvitni 1998 r z aviabazi Vandenberg v ramkah proektu NASA Goddard Space Flight Center Small Explorer SMEX Nevelikij orbitalnij prilad maye na bortu teleskop Kassegrena rozmirom 30 160 sm ta 8 66 m fokusom z CCD detektorom rozdilnoyu zdatnistyu 1200 1200 px Termin zapusku bulo priurocheno do vishidnoyi fazi sonyachnogo maksimumu Sposterezhennya perehidnogo regionu i nizhnoyi koroni mozhe buti provedene v poyednanni z SOHO shob dati bezprecedentnij vid na sonyachne otochennya pid chas ciyeyi zahoplivoyi fazi sonyachnogo ciklu Za rahunok visokoyi prostorovoyi 1 kut sek i chasovoyi 1 5 sekund rozdilnoyi zdatnosti TRACE vdavalosya otrimati duzhe dokladni zobrazhennya koronalnih struktur u toj chas yak SOHO zabezpechuye globalni zobrazhennya Soncya nizkoyi rozdilnoyi zdatnosti Cya kampaniya demonstruye observatoriyi mozhlivist vidstezhuvati evolyuciyu stijkim stanom abo spokoyu koronalni petli TRACE vikoristovuye filtri yaki chutlivi do elektromagnitnogo viprominyuvannya u diapazonah 171 A FeIX 195 A FeXII 284 A FeXV 1216 A HI 1550 A CIV ta 1600 A Osoblivij interes yavlyayut smugi 171 A 195 A ta 284 A bo voni chutlivi do viprominyuvannya tihih koronalnih petel Dinamichni potokiNova sonyachna observatoriya Hinode Solar B zapushena u veresni 2006 roku bude sposterigati magnitnu strukturu koroni Vsi pererahovani vishe kosmichni misiyi buli duzhe uspishni v sposterezhenni za silnimi potokami plazmi i visoko dinamichnimi procesami v koronalnih petlyah Napriklad sposterezhennya SUMER pokazuyut shvidkosti potokiv u 5 16 km s na sonyachnomu disk a inshi spilni sposterezhennya SUMER TRACE viyavili potoki 15 40 m s Duzhe visoki shvidkosti buli viyavleni plaskim kristal spektrometrom na bortu Solar Maximum Mission shvidkosti plazmi buli zafiksovani v diapazoni 40 60 km s Div takozhSonyachna observatoriya Hinode Solar B Posilannyasajt TRACE 15 lyutogo 2015 u Wayback Machine Solar and Heliospheric Observatory 24 lyutogo 2011 u Wayback Machine Problema nagrivannya koroni na Innovation Reports 27 grudnya 2008 u Wayback Machine NASA GSFC opis problemi nagrivannya koroni 13 lyutogo 2012 u Wayback Machine FAQ pro koronalne nagrivannya 1 bereznya 2010 u Wayback Machine Animovane poyasnennya koronalnih petel ta yih roli u stvorenni protuberanciv 16 listopada 2015 u Wayback Machine University of South Wales PrimitkiVourlidas A J A Klimchuk C M Korendyke T D Tarbell B N Handy 2001 On the correlation between coronal and lower transition region structures at arcsecond scales Astrophysical Journal 563 1 374 380 Bibcode 2001ApJ 563 374V doi 10 1086 323835 Aschwanden M J 2001 An evaluation of coronal heating models for Active Regions based on Yohkoh SOHO and TRACE observations Astrophysical Journal 560 2 1035 1044 Bibcode 2001ApJ 560 1035A doi 10 1086 323064 Aschwanden M J 2004 Physics of the Solar Corona An Introduction Praxis Publishing Ltd ISBN 3 540 22321 5 Litwin C R Rosner 1993 On the structure of solar and stellar coronae Loops and loop heat transport ApJ 412 375 385 Bibcode 1993ApJ 412 375L doi 10 1086 172927 Boland B C E P Dyer J G Firth A H Gabriel B B Jones C Jordan R W P McWhirter P Monk R F Turner 1975 Further measurements of emission line profiles in the solar ultraviolet spectrum MNRAS 171 697 724 Bibcode 1975MNRAS 171 697B doi 10 1093 mnras 171 3 697 Vaiana G S J M Davis R Giacconi A S Krieger J K Silk A F Timothy M Zombeck 1973 X Ray Observations of Characteristic Structures and Time Variations from the Solar Corona Preliminary Results from SKYLAB Astrophysical Journal Letters 185 L47 L51 Bibcode 1973ApJ 185L 47V doi 10 1086 181318 Strong K T J L R Saba B M Haisch J T Schmelz 1999 The many faces of the Sun a summary of the results from NASA s Solar Maximum Mission New York Springer Aschwanden M J 2002 Observations and models of coronal loops From Yohkoh to TRACE in Magnetic coupling of the solar atmosphere 188 1 9 Spadaro D A C Lanzafame L Consoli E Marsch D H Brooks J Lang 2000 Structure and dynamics of an active region loop system observed on the solar disc with SUMER on SOHO Astronomy amp Astrophysics 359 716 728 Winebarger A R H Warren A van Ballegooijen E E DeLuca L Golub 2002 Steady flows detected in extreme ultraviolet loops Astrophysical Journal Letters 567 1 L89 L92 Bibcode 2002ApJ 567L 89W doi 10 1086 339796

Дата публікації:
Топ