390 likes | 543 Views
EXPECTED SCIENTIFIC OUTCOME from TESIS. A.M.URNOV and TESIS Team. Основные задачи физики солнечной короны. Механизм процессов выделения энергии (где и как ?) и ее трансформации в другие виды ( «энергобюджет»): тепловой нагрев, излучение и ускорение заряженных частиц и плазменных масс:
E N D
EXPECTED SCIENTIFIC OUTCOME from TESIS A.M.URNOV and TESIS Team
Основные задачифизики солнечной короны Механизм процессов выделения энергии (где и как ?) и ее трансформации в другие виды («энергобюджет»): тепловой нагрев, излучение и ускорение заряженных частиц и плазменных масс: - Механизмы явлений активности (локальные процессы) - Механизмы нагрева короны и ускорения солнечного ветра - Взаимосвязь локальных и глобальных процессов - Построение плазменных моделей явлений активности на основе данных наблюдений (диагностики)
Явления солнечной активности • - Относительно устойчивые плазменные образования: активные области (АО), яркие точки, корональные конденсации, протуберанцы, характеризуемые размером ~ 1 – 5 мин. дуги и временем жизни ~ 1 – 30 суток • - Взрывные явления: вспышечные события (ВС), корональные выбросы масс (КВМ) и другие эруптивные процессы (ЭП), характеризуемые масштабом 0.1 – 2 мин дуги и временем жизни ~ 10 мин – 10 часов
Цели диагностики, обусловленные задачами физики солнечной короны • Распределение вещества (объемной и продольной ДМЭ) с температурой (y(T)) • Пространственно-временная динамика электронной температуры (T(r)) • Пространственно-временная динамика электронной плотности (ne (r)) • Пространственно-временная динамика ионного состава обильных элементов (ионные обилия nz) • Обилия элементов в корональных плазменных образованиях n(E) • Функция распределения электронов (надтепловые электроны) в корональных плазменных образованиях F(v) • Диагностика пучков заряженных частиц
Golden Age of Solar Physics from Space • Yohkoh (1991 - 2001) Japan / US / UK • Hard and Soft X-ray Imaging; • X-ray & Gamma-ray Spectroscopy; Flares • SoHO (1996 - ) ESA / NASA • Solar & Heliospheric Imaging; Helio-seismology • TRACE (1998 - ) NASA; • Highest Spatial Resolution UV & EUV Imaging • CORONAS-F (2001 - 2005) RSA • Coronal Imaging and Spectroscopy • RHESSI (2002 - ) NASA / other • High-Energy Solar Spectroscopic Imager; Flares • CGRO, Ulysses, and other heliospheric missions
The corona is full of magnetic features! Twisted Loops Cusps S-shaped interconnecting loops All change with time.
LDE flares with a growing cusp structure. Higher temperatures (~20 MK) at the outer edge. Upward motion (plasmoid) in the outer structure.
Flaring Loop and the Surroundings
Yohkoh canonical view: Magnetic reconnection Rec. point Rec. ouflow Shock front HXR source Energetic el. SXR bright loop Evaporation HXR sources
MgXII IMAGING SPECTROHELIOMETERtemperature response • Tmin ………… about 4 ×10 6 K • Tmax ……………….…….. 10 7 K
MgXII IMAGING SPECTROHELIOMETERgoals of observations 2001, October 22 1 1 1 1 2 2 2 2 MgXII SXT ALL SXT & MgXII • Monochromatic imaging of coronal plasma with T> 4 MK • How does the high temperature plasma distribute in the solar corona?
MgXII IMAGING SPECTROHELIOMETERgoals of observation • Above loop top heating of coronal plasma during solar flares • What are the reasons of fast heating of coronal plasma during solar flares? • What is the plasma density and temperature in the region of above-loop-top heating?
MgXII IMAGING SPECTROHELIOMETERgoals of observation • Plasma heating within cusp-like structures in the solar corona • Can we find the evidence of magnetic reconnection through the observation of hot plasma dynamics within the large-scale cusp-like structures?
MgXII IMAGING SPECTROHELIOMETERgoals of observation • Giant long-life coronal structures of hot plasma with T~10 MK • Are the long-life hot structures an apparent feature of continuous non-flare particle acceleration in the corona? • Can we derive the rate of the acceleration from observations of these structures? • May this acceleration be a key to the coronal heating problem?
EUV SPECTROHELIOMETER goals of observations • Determination of plasma temperature composition in the solar atmosphere
XUV spectroheliograph provides: • The distribution of electron density over the temperature • The distribution of the DEM over the temperature and the height • Diagnostics of thermal/supra-thermal regions • Diagnostics of elemental abundances
Density diagnostics Density sensitive ratios: Fe XIII T = 1.6 MK 203.80+203.82/202.04; 321.40/320.81; 312.87/321.40; 318.13/321.40 Fe XV T = 2 MK 307.75/324.98; 284.16/307.75; 327.03/307.75 S XI T = 2 MK 291.58/285.82; 291.58/281.40 S XII T = 2 MK 288.42/299.54 Diagnostics is based on CHIANTI (http://www.solar.nrl.navy.mil/chianti.html).
ДМЭ для активной области и вспышки
2001, November 12 SXT SPIRIT MgXII
2001, November 12 1 1 1 SXT MgXII ALL 1 SXT & SPIRIT
Эрупция 10 МК плазмы в дальнюю корону(MgXII 8.42Ǻ)
Динамика температурного состава излучения
Временные профили компонент излучения для «паука»
Карта диммингов в событии 28 октября 2003 года Димминги в эруптивном событии 28/10-2003, 11:01:39 UT: а) – карта диммингов в канале 175 Å телескопа СПИРИТ; b) – профили интенсивности в участках диммингов 1, 2 и 5; c) – профили интенсивности всей площади диммингов в каналах СПИРИТ 175 Å и EIT 195 Å, отнесенные к полной интенсивности диска до события; d) – полный поток от Солнца в канале GOES 1-8 Å.
Ход вариаций яркости в диммингах Вариации относительной яркости в областях диммингов в переходной области (304 Å) и короне (175 и 195 Å) в событии 17-18 ноября 2003 г.
METHODS OF TESIS OBSERVATIONS • Multi-wavelength simultaneous observations of full Sun in 4 spectral channels MgXII 8.42 A FeXX 132 A TESIS will provide simultaneous imaging of the Sun in 4 spectral channels, including EUV channel 295-315 A, which allows to derive the density and the temperature composition of the plasma. EUV 295-315 A HeII 304 A