Astronomija

Arhivi podatkov sončne opazovalnice na tleh vidne svetlobe?

Arhivi podatkov sončne opazovalnice na tleh vidne svetlobe?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Iščem predvsem najboljše (ali dobre / pomembne / pomembne) sončne arhive podatkov prek zemeljskih teleskopov. Če nisem ravno neposreden ...

Recimo, če bi želel sončne slike visoke kakovosti / ločljivosti, bi uporabil podatkovne arhive SDO / SOHO - so lahko dostopne, jih je mogoče poizvedovati in dajejo impresivne slike. Zato iščem predvsem slike vidnega spektra iz zemeljskih teleskopov in ne iz vesoljskih opazovalnic, čeprav bodo različne spektralne slike uporabljene le manj obsežno. Vendar sem se trudil najti kakšen dober arhiv podatkov. Arhivi NSO se zdijo povsod, čeprav so podatki, ki jih dobi, impresivni; Torej, če ste dobro seznanjeni s ponavljajočim se dostopom in rekonstrukcijo njihovih podatkov, bi bil zelo hvaležen. Sicer obstajajo kakšni drugi arhivi opazovalnic na tleh, ki so javno dostopni, lahko dostopni in na spletu predstavljajo podatke, ki jih je kdo uporabljal ali jih pozna? Jpeg, png itd. So dragoceni, toda če poznate datoteke, ki uporabljajo različne oblike datotek, bi jih tudi zelo cenili.

Upoštevajte, da ne želim razpravljati / trditi, kaj je NAJBOLJŠE, ampak kaj so pogosto uporabljeni / dobri. Torej, vsak prispevek bo zelo hvaležen, saj je moj projekt najbolje raziskati v številnih različnih opazovalnicah.

Nazadnje, boljša je kakovost teleskopa, v katerem so podatki na voljo, tem boljša. Tako bi morali McMath-Pierce in drugi impresivni podatki enote imeti in bodo imeli prednost pred manj natančnimi teleskopi.


Kategorija: Sončna astronomija

Lansko poletje je solarna sonda Parker letela mimo Venere, ko se je približala Soncu. V nekoliko presenečenju je ena od kamer vesoljskih plovil, širokopolna kamera za solarno sondo Parker ali WISPR, posnela presenetljivo sliko nočne strani planeta, oddaljene 12380 km.

Presenečenje slike je bilo, da je WISPR - kamera z vidno svetlobo - na videz zajela površino Venere v infrardeči svetlobi.


Na pogled

  • Spektralni obseg: 520 nm do 870 nm
  • Spektralna ločljivost: 18.00 (@ 600 nm)
  • Spektralno vzorčenje: 15.00 (@ 600 nm)
  • Vidno polje: 60 & # 8243 x 60 & # 8243
  • Razmerje signal / šum: 650
  • Prostorska ločljivost: 20 km na Soncu, kar ustreza kotu 0,028 lok
  • Prostorsko vzorčenje: 0,014 lok / pik
  • Kadenca opazovanja:
    • Spektropolarimetrično slikanje: 13 s za enovrstno skeniranje (3 & # 21510 -3 pol. Po)
    • Doppler slikanje: 4 s za eno vrstico
    • Slikanje intenzivnosti: 0,8 s za enovrstno skeniranje

    Arhivi podatkov sončne opazovalnice na tleh vidne svetlobe? - astronomija

    Uporabljate zastarelo brskalnik. Nadgradite svoj brskalnik, da izboljšate svojo izkušnjo.

    Zemeljska in zračna instrumentacija za astronomijo III
    Nedelja - petek, 27. junija - 2. julija 2010 Astronomski instrumenti vstopajo v dobo produktivnosti in ustvarjalnosti brez primere. Naše dobro uveljavljene zemeljske opazovalnice razreda 8-10 m so opremljene z instrumenti druge in tretje generacije, pogosto velike velikosti in zapletenosti. Medtem potekajo projekti za instrumente, ki bodo prinesli znanstvene rezultate načrtovanih izredno velikih teleskopov (odprtina 20 m in več). Inženirski izziv ni samo izdelava teh novih instrumentov, temveč tudi zagotavljanje, da delujejo na najvišji ravni, so zanesljivi in ​​dostopni.

    Enako pomembna inovativna optična / IR merilna tehnika za številne vrste manjših teleskopov, sončnih teleskopov in letalskih ploščadi v zadnjih letih ponuja nove priložnosti in izzive. Prilagodljiva optika, ankete z več predmeti na širokem področju in 3D spektroskopija postajajo "standardne" naprave, saj velikosti detektorjev še naprej rastejo. Vse novejši instrumenti so zasnovani s prilagodljivo optiko, vključeno v celoten sistem.

    Cilji te konference so: i) pregled uspešnosti in izkušenj iz teh instrumentov, ki že delujejo [delno s povabljenimi pregledi]; ii) vpogled v zasnovo in stanje prihodnjih instrumentov, predlaganih, načrtovanih ali že v pripravi. iii) forum za izmenjavo podrobnejših tehničnih informacij o dosežkih in težavah med izdelovalci instrumentov tako v akademskem kot v industrijskem svetu.

    • Izvedba nedavno razvite instrumentacije
    • Spoznanja iz obstoječih večjih instrumentov
    • Poročila o oblikovanju novih instrumentov - slik, spektrografov, polarimetrov
    • Nove komponente / tehnike npr. IFU, polarizatorji, grizmi, VPH rešetke, koronagrafi
    • Instrumenti za astronomijo v zraku
    • Instrumenti za zemeljske sončne teleskope
    • Instrumentacija za prihodnje izjemno velike teleskope
    • Prekrivanje med AO in instrumentacijo.

    Avtorji Prosimo, upoštevajte: Končno uvrstitev na ustno ali poster sejo presoja znanstveni organizacijski odbor. Navodila za ustne in poster predstavitve so na voljo na spletu. Vsi ustni in poster pogovori so vključeni v zbornik konferenc, oba pa zahtevata predstavitev na sestanku in predložitev rokopisa. Vsi avtorji naj se načrtujejo, da se bodo udeležili podaljšanih plakatnih sej, avtorji posterjev pa naj se udeležijo svojega plakata v času uradnega sprejema (to bo določeno). Konferenčni odbor


    Aktivno sonce SDO: Intenzivnost HMI

    Observatorij sončne dinamike (SDO) opazuje Sonce s številnimi različnimi instrumenti v različnih valovnih dolžinah svetlobe. Mnoge od teh zmožnosti za zemeljske opazovalnice niso mogoče - zato je potrebna vesoljska opazovalna platforma.

    Helioseismic Magnetic Imager (HMI) na krovu observatorija Solar Dynamics posname serijo slik vsakih 45 sekund v zelo ozkem območju valovnih dolžin v vidni svetlobi sončne fotosfere. Valovne dolžine ustrezajo območju okoli 6173 in Aringngstroms (617,3 nanometrov) spektralne črte nevtralnega železa (Fe I). Iz te serije slik ustvari nabor slik, ki izvleče druge značilnosti fotosfere. Za ta nabor podatkov prikazuje sončno fotosfero v vidni svetlobi.

    Ta vizualizacija je ena izmed sklopov vizualizacij (druge povezane spodaj), ki pokrivajo enak časovni razpon 17 ur v celotnem območju valovnih dolžin misije. Nastavljeni so za sinhrono predvajanje na Hyperwall-u ali pa jih je mogoče zagnati posamezno.

    Slike se vzorčijo vsakih 36 sekund, 1/3 standardne časovne kadence za SDO. Ta vizualizacija je uporabna za ponazoritev, kako so različni sončni pojavi, kot so sončne pege in aktivne regije, zelo različni v različnih valovnih dolžinah svetlobe. Te razlike omogočajo znanstvenikom, da jih natančneje preučijo, s končnim ciljem izboljšati napovedovanje vesoljskega vremena.


    3.2 Vidna širokopasovna slika

    Poslanstvo Vidna širokopasovna slika, VBI, je snemanje slik s teleskopa DKIST v najvišji možni prostorski in časovni ločljivosti pri številnih določenih valovnih dolžinah v območju od 390 nm do 860 nm. To bo doseženo z optično zasnovo, ki čim bolj ohranja Strehlovo razmerje slike, ki jo zagotavlja teleskop, v skladu z znanstvenimi zahtevami in ima visoko optično prepustnost pri vseh upoštevanih valovnih dolžinah. Poleg tega mora imeti VBI možnost, da omogoča rekonstrukcijo slike za izboljšanje kakovosti slike, ki presega tisto, kar zagotavlja sistem AO teleskopa. Če želite maksimirati FOV pri zahtevanem prostorskem vzorčenju, mora imeti VBI v svoji slikovni ravnini polja velikega formata.

    VBI bo zagotovil visokokakovostno slikanje skozi filtre z razmeroma širokimi pasovnimi pasovi za optimizacijo prepustnosti. Njegova zasnova bo poudarila visoko kadenco in kratke čase izpostavljenosti na račun informacij v spektralni domeni. Z ustreznim detektorjem QE bo širokopasovna pasovna optika in odbojnost / prenosna optika omogočila čas osvetlitve, ki je dovolj kratek, da bo učinkovito "zamrznil" atmosferske turbulence in uporabil tehnike spektrometrične ali dekonvolucijske rekonstrukcije slik.

    Režimi valovnih dolžin filtrov, ki se uporabljajo v VBI, bodo zasnovani tako, da bodo zajemali vrsto temperatur znotraj sončne fotosfere in kromosfere. Zahteva se, da mora biti VBI sposoben hkrati opazovati ti dve atmosferski regiji. Poleg tega bo moral VBI delovati v "multi-spektralnem" načinu, pri katerem se prepletene slike v ločenih območjih valovnih dolžin posnamejo v hitrih zaporedjih, da se ustvarijo navidezno hkratni "filmi" različnih plasti v sončni fotosferi in kromosferi. VBI bo torej sestavljen iz dveh kanalov, enega, ki deluje v spektralnem območju med 390-550nm ("VBI modra"), in enega, ki deluje v spektralnem območju med 550-860nm ("VBI rdeč"). Razpoložljivost visokozmogljivih dihrojskih cepilnikov pa omejuje dostopno valovno dolžino med 500-600nm.

    VBI ali podskupina njegovih komponent naj bi bila "prvi lahki" instrument DKIST-a. Zato je nujno, da ga je treba v celoti preizkusiti in delovati, preden se teleskop poveže. Pogosto se bo uporabljal kot "kontekstni" instrument, ki zagotavlja visokokakovostne posnetke v podporo opazovanjem z drugimi instrumenti, zato bi moral imeti visoko razpoložljivost in kratek čas priprave.


    TRACE je bil del Nasinega programa poceni znanstvenih misij na vesoljskih plovilih Small Explorer. Observatorij je bil izpuščen leta 1998 v orbito okoli Sonca, prvotna misija pa je trajala eno leto. TRACE se je izkazal dovolj dobro, da je lahko nadaljeval operacije do leta 2010.

    Teleskop je gledal Sonce v vidni in ultravijolični svetlobi, vključno z visokoenergijskim koncem ultravijoličnega območja. Za to so bila potrebna posebna ogledala, ki so jih razvili raziskovalci iz združenja CfA za fokusiranje ultravijoličnih fotonov. 30-centimetrski teleskop je zagotavljal slike Sončeve površine z visoko ločljivostjo in značilnosti njene atmosfere. Različni razponi valovnih dolžin so zajemali različne dele sončne atmosfere, od vidne površine Sonca - imenovane fotosfere - do korone, kar znanstvenikom omogoča povezovanje strukture na različnih višinah in različnih temperaturah.

    Poslanstvo TRACE je bilo razumeti številne vidike vedenja Sonca, vključno z njegovimi koronalnimi zankami, ki jih poganja magnetno polje. Observatorij je preučeval tudi območje sončnega prehoda, da bi razumel, zakaj ima korona milijone stopinj temperature, medtem ko je površina le tisoč stopinj. Med številnimi pomembnimi meritvami sončnega magnetnega vedenja je bila TRACE prva opazovalnica, ki je posnela "sončni mah", čudno teksturiran material na površini Sonca na dnu kronskih zank.

    TRACE je posnel milijone sončnih posnetkov in zagotovil 12-letne podatke o ozračju in magnetnem vedenju naše gostiteljske zvezde. Večino svojega poslanstva opravljajo kasnejši observatoriji, vključno z NASA-inim sončnim teleskopom IRIS.

    Slike TRACE se lahko uporabljajo brez omejitev v kakršnih koli publikacijah.


    NASA-jeva solarna sonda Parker # 8217s se poveže z opazovalnicami okoli sončnega sistema

    V središču razumevanja našega vesoljskega okolja je znanje, da so razmere v vesolju - od Sonca do ozračja planetov do sevalnega okolja v globokem vesolju - povezane.

    Preučevanje te povezave - področja znanosti, imenovanega heliofizika - je zapletena naloga: raziskovalci spremljajo nenadne izbruhe materiala, sevanja in delcev v ozadju vseprisotnega odtoka sončnega materiala.

    Sotočje dogodkov v začetku leta 2020 je ustvarilo skoraj idealen vesoljski laboratorij, ki je združil usklajenost nekaterih najboljših opazovalnic človeštva - vključno s Parkerjevo solarno sondo, med četrtim sončnim preletom - s tihim obdobjem aktivnosti Sonca, ko je najlažje preučiti te ozadne pogoje. Ti pogoji so znanstvenikom ponudili edinstveno priložnost, da preučijo, kako Sonce vpliva na razmere v točkah v vesolju z več koti opazovanja in na različnih razdaljah od Sonca.

    Sonce je aktivna zvezda, katere magnetno polje se razprostira skozi sončni sistem, in sicer v Sončevem nenehnem odtoku materiala, imenovanega sončni veter, ki vpliva na vesoljska plovila in oblikuje okolja svetov po vsem sončnem sistemu. Že desetletja smo opazovali Sonce, vesolje v bližini Zemlje in drugih planetov ter celo najbolj oddaljene robove Sončeve sfere vpliva. In leto 2018 je zaznamovalo nov observatorij, ki spreminja igre: Parker Solar Probe, z načrtom, da bo na koncu letel na približno 3,83 milijona milj od vidne površine Sonca.

    Parker je imel zdaj štiri bližnja srečanja s Soncem. (Podatki iz prvih srečanj Parkerja z Soncem so že razkrili novo sliko njegove atmosfere.) Med četrtim sončnim srečanjem, ki je trajalo od januarja do februarja 2020, je vesoljsko plovilo prešlo neposredno med Sonce in Zemljo. To je znanstvenikom prineslo edinstveno priložnost: Sončev veter, ki ga je izmerila Solarna sonda Parker, ko je bil najbližje Soncu, bi nekaj dni kasneje prispel na Zemljo, kjer bi lahko sam veter in njegove učinke merili tako vesoljska plovila kot opazovalnice na tleh. Poleg tega bi sončne opazovalnice na Zemlji in blizu nje imele jasen pogled na lokacije na Soncu, ki so proizvajale sončni veter, izmerjen s pomočjo Solarne sonde Parker.

    & # 8220 Iz podatkov Parkerja vemo, da obstajajo določene strukture, ki izvirajo na sončni površini ali v njeni bližini. Preučiti moramo izvorna območja teh struktur, da v celoti razumemo, kako nastajajo, se razvijajo in prispevajo k plazemski dinamiki v sončnem vetru, & # 8221 je dejal Nour Raouafi, projektni znanstvenik za misijo Parker Solar Probe pri Johns Hopkinsu Laboratorij za uporabno fiziko v Laurelu v zvezni državi Maryland. & # 8220 Zemeljske opazovalnice in druge vesoljske misije zagotavljajo podporna opazovanja, ki lahko pomagajo oblikovati celotno sliko tega, kar opazuje Parker. & # 8221

    Ta nebesna postavitev bi bila v vsakem primeru zanimiva za znanstvenike, sovpadala pa je tudi z drugim astronomskim obdobjem, ki je zanimalo znanstvenike: sončni minimum. To je točka med rednimi, približno 11-letnimi cikli aktivnosti Sonca, ko je sončna aktivnost na najnižji ravni - zato so nenavadni izbruhi na Soncu, kot so sončni izbruhi, izbruhi koronalne mase in dogodki energijskih delcev, manj verjetni. To pa pomeni, da je preučevanje Sonca blizu sončnega minimuma blaginja za znanstvenike, ki lahko opazujejo preprostejši sistem in tako razpletejo, kateri dogodki povzročajo katere učinke.

    & # 8220To obdobje zagotavlja popolne pogoje za sledenje sončnega vetra od Sonca do Zemlje in planetov, & # 8221 je povedala Giuliana de Toma, solarna znanstvenica z Observatorija za visoke nadmorske višine v Boulderju v Koloradu, ki je vodila usklajevanje med opazovalnicami za to opazovanje. kampanja. & # 8220To je čas, ko lahko sončnemu vetru lažje sledimo, saj nimamo motenj od Sonca. & # 8221

    Znanstveniki že desetletja zbirajo opazovanja v teh obdobjih sončnega minimuma, prizadevanja, ki so jih vodili Sarah Gibson, solarna znanstvenica z Observatorija za visoke nadmorske višine, in drugi znanstveniki. Za vsako od zadnjih treh minimalnih sončnih obdobij so znanstveniki združili opazovanja z vedno večjega števila opazovalnic v vesolju in na tleh, v upanju, da bo bogastvo podatkov o nemotenem sončnem vetru razkrilo nove informacije o tem, kako se oblikuje in razvija. Za to minimalno sončno obdobje so znanstveniki začeli zbirati usklajena opazovanja z začetkom leta 2019 pod okriljem Celotna heliosfera in planetarne interakcije ali na kratko WHPI.

    Ta posebna kampanja WHPI je obsegala obsežnejše opazovanja kot kdaj koli prej: zajemala je ne samo Sonce in učinke na Zemljo, temveč tudi podatke, zbrane na Marsu, in naravo vesolja po celotnem sončnem sistemu - vse v dogovoru s Solarno sondo Parker & # 8217s četrti in še najbližji prelet Sonca.

    Organizatorji WHPI so združili opazovalce z vsega sveta - in širše. Združevanje podatkov več deset opazovalnic na Zemlji in v vesolju daje znanstvenikom priložnost, da narišejo najobsežnejšo sliko sončnega vetra doslej: od slik njegovega rojstva s sončnimi teleskopi do vzorcev kmalu po tem, ko zapusti Sonce s Parker Solar Sonda za večtočkovno opazovanje spreminjajočega se stanja v vesolju.

    V nadaljevanju si oglejte vzorce vrst podatkov, zajetih med tem mednarodnim sodelovanjem opazovalnic Sonca in vesolja.

    To animirano zaporedje slik vidne svetlobe iz instrumenta Parker Solar Probe & # 8217s WISPR prikazuje koronalni tok, opažen, ko je bil Parker Solar Probe blizu perihelija 28. januarja 2020. Zasluge: NASA / Johns Hopkins APL / Naval Research Lab / Parker Solar Sonda

    Sonda Parker

    Zgodnji podatki sončne sonde Parker & # 8217s blizu Sonca med kampanjo WHPI kažejo, da je sistem sončnega vetra bolj dinamičen od tistega, kar je vidno v opazovanjih blizu Zemlje. Znanstveniki zlasti upajo, da bo celoten nabor podatkov, ki je bil na Zemljo povezan maja 2020, razkril dinamične strukture, kot so drobni izlivi koronalne mase in vrvi magnetnega toka v zgodnji fazi razvoja, ki jih ni mogoče videti z drugimi opazovalnicami, ki gledajo z dlje. Povezovanje struktur, kot je ta, prej premajhne ali preveč oddaljene, da bi jih videli, z meritvami sončnega vetra in blizu Zemlje lahko pomaga znanstvenikom bolje razumeti, kako se sončni veter spreminja skozi njegovo življenje in kako njegov izvor blizu Sonca vpliva na njegovo vedenje v celotnem sončnem sistemu.

    Podatki sončnega observatorija Mauna Loa na Havajih kažejo, da je bil 21. januarja 2020 (UTC) izpuščen curek materiala v bližini Sončnega južnega pola. Ta razlika se ustvari tako, da se od trenutne slike odštejejo slikovne pike prejšnje slike, da se poudarijo spremembe. Zasluge: Sončni observatorij Mauna Loa / K-Cor

    Sončna opazovalnica Mauna Loa

    Pogled Parkerjeve sončne sonde od blizu na strukture sončnega vetra dopolnjujejo sončni observatoriji na Zemlji in v vesolju, ki imajo večje vidno polje za zajemanje struktur sončnega vetra.

    Podatki sončnega observatorija Mauna Loa na Havajih kažejo, da je bil 21. januarja 2020 v bližini Sončevega & # 8217s južnega pola izpuščen curek materiala. Takšni kronski curki so ena od značilnosti sončnega vetra, ki jo znanstveniki upajo natančneje opazovati s solarno sondo Parker. , saj bi mehanizmi, ki jih ustvarjajo, lahko osvetlili sončni veter in rojstvo ter pospeševanje.

    & # 8220 Bilo bi izjemno posrečeno, če bi Parker Solar Probe opazoval ta curek, saj bi kmalu po nastanku zagotovil informacije o plazmi in polju v in okoli curka, & # 8221 je povedala Joan Burkepile, vodilna znanstvenica za Coronal Solar Magnetism Instrument K-koronagraf Observatorija v Sončnem observatoriju Mauna Loa, ki je posnel te slike.


    NASA-jev observatorij za sončne in kopenske odnose ali STEREO je posnel dodatne slike z daljšimi časi izpostavljenosti, da bi izboljšal pogled na strukturo v sončnem vetru. Te razlike slike, ki segajo od 21. do 23. januarja 2020, nastanejo tako, da se od trenutne slike odštejejo slikovne pike prejšnje slike, da se poudarijo spremembe. Zasluge: NASA / STEREO

    Observatorij za sončne in kopenske odnose

    Skupaj z opazovanji sončnega vetra iz Solarne sonde Parker in blizu Zemlje imajo znanstveniki tudi podrobne slike Sonca in njegove atmosfere z vesoljskih plovil, kot sta NASA-in Observatorij za sončno dinamiko in Observatorij za sončne in kopenske odnose. NASA-jev observatorij za sončne in kopenske odnose ali STEREO ima razgleden pogled na Sonce s svoje točke, oddaljene približno 78 stopinj od Zemlje.

    Med to kampanjo WHPI so znanstveniki izkoristili ta edinstven zorni kot. Od 21. do 23. januarja - ko sta bili poravnani Solarna sonda Parker in STEREO, je misijska skupina STEREO povečala dolžino izpostavljenosti in pogostost slik, posnetih s svojim koronagrafom, in razkrila fine strukture v sončnem vetru, ko so se pospešile od Sonca.

    Te razlike nastanejo tako, da se od trenutne slike odštejejo slikovne pike prejšnje slike, da se poudarijo spremembe - tu se razkrije majhen CME, ki bi ga bilo sicer težko videti.


    NASA-jev observatorij za sončno dinamiko nenehno spremlja Sonce. Te slike, posnete v valovni dolžini ekstremne ultravijolične svetlobe, se razprostirajo od 15. januarja do 11. februarja 2020. Zasluge: NASA / SDO

    Observatorij za sončno dinamiko

    Observatorij Solar Dynamics ali SDO posname poglede celotnega Sonca v visoki ločljivosti in razkrije natančne podrobnosti o sončni površini in spodnjem sončnem ozračju. Te slike so bile posnete v valovni dolžini ekstremne ultravijolične svetlobe pri 171 Angstromih, s čimer so poudarili mirne dele zunanjega ozračja Sonca in korone. Ti podatki - skupaj s slikami SDO & # 8217s v drugih valovnih dolžinah - preslikajo velik del aktivnosti Sonca in omogočajo znanstvenikom, da povežejo meritve sončnega vetra iz Solarne sonde Parker in drugih vesoljskih plovil z možnim poreklom na Soncu.

    Modeliranje podatkov

    Magnetno polje Sonca - odprto & # 8221 - v tem modelu je prikazano v modri in rdeči barvi, z zankastim ali zaprtim poljem je prikazano rumeno - v glavnem prihaja iz bližine severnega in južnega pola Sonca med sončnim minimumom, vendar se širi za zapolnitev prostora, ki se konvergira v bližini ekvatorja Sonca. Zasluge: NASA / Nick Arge

    Idealno bi bilo, da bi znanstveniki s temi slikami zlahka natančno določili območje na Soncu, ki je ustvarilo določen tok sončnega vetra, izmerjenega s pomočjo Solarne sonde Parker - vendar prepoznavanje vira katerega koli toka sončnega vetra, ki ga opazuje vesoljsko plovilo, ni enostavno. Linije magnetnega polja, ki vodijo gibanje sončnega vetra, izhajajo iz severne polovice Sonca v nasprotni smeri kot v južni polovici. V začetku leta 2020 je bil položaj Parkerjeve solarne sonde tik ob meji med njima - območje, znano kot heliosferski trenutni list.

    & # 8220 Za to perihelijo je bila Parkerjeva solarna sonda zelo blizu sedanjega lista, tako da bi malo potiskanje v eno ali drugo smer povzročilo premik magnetne točke na južni ali severni pol, & # 8221 je dejal Nick Arge, solarni znanstvenik na NASA-jev center za vesoljske lete Goddard v Greenbeltu v zvezni državi Maryland. & # 8220 Bili smo na prelomni točki, kjer je včasih šlo na sever, včasih na jug. & # 8221

    Za napovedovanje, na kateri strani prelomne točke je Parker Solar Probe, so bile odgovorne manekenke. Z uporabo tega, kar vemo o Sončevem magnetnem polju in namigih, ki jih lahko pridobimo na oddaljenih slikah Sonca, so iz dneva v dan napovedovali, kje točno na Soncu je rodil sončni veter, skozi katerega bi Parker letel naprej določen dan. Več modelarskih skupin je vsak dan poskušalo odgovoriti prav na to vprašanje.

    Z uporabo meritev magnetnega polja na Sončevi površini je vsaka skupina dnevno napovedala izvorno regijo, ki proizvaja sončni veter, skozi katerega je letela solarna sonda Parker.

    Arge je sodeloval s Shaelo Jones, solarno znanstvenico pri NASA Goddard, ki je med kampanjo WHPI dnevno napovedovala z uporabo modela, ki so ga prvotno razvili Arge in sodelavca Yi-Ming Wang in Neil Sheeley, imenovan model WSA. Po njihovih napovedih je napovedani vir sončnega vetra med opazovalno kampanjo nenadoma preklopil med poloble, ker je bila takratna orbita Zemlje tudi tesno usklajena s heliosferskim trenutnim listom - tistim območjem, kjer sta smer magnetne polarnosti in vir sončnega vetra preklaplja med severom in jugom. Predvideli so, da bo Parker Solar Sonda, ki leti na podobni ravnini kot Zemlja, imel podobna stikala v viru sončnega vetra in magnetni polarnosti, ko je letel blizu Sonca.

    Ta model, ki sta ga uporabila Nick Arge in Shaela Jones z modelom WSA, ponazarja predvideni izvor sončnega vetra, ki bo vplival na Zemljo nekaj dni kasneje, od 10. januarja do 3. februarja 2020. Obarvana območja blizu Sonca in severnega severa in južni tečaji prikazujejo regije, iz katerih izhaja sončni veter, pri čemer rdeče kažejo hitrejši pretok, modre pa počasnejši. Rumene črte na Soncu delijo območja z nasprotno magnetno polarnostjo. Bele črte označujejo predvidene izhodiščne točke za sončni veter, ki prihaja na Zemljo na določen datum. Črno-bela podložena slika prikazuje zemljevid magnetnega polja na površini Sonca, osnova za napovedi modela. Črne regije so tam, kjer magnetno polje kaže navznoter, proti Soncu, bele pa tam, kjer je polje usmerjeno navzven, stran od Sonca. Zasluge: NASA / Nick Arge / Shaela Jones

    Modeli sončnega vetra se zanašajo na dnevne meritve Sončevega površinskega magnetnega polja - črno-bele slike. V tem modelu so bile uporabljene meritve iz Nacionalne skupine za osončitev sončnega opazovanja Globalna oscilacijska mreža in model, ki se osredotoča na napovedovanje, kako se bo Sončevo površinsko magnetno polje spreminjalo v nekaj dneh. Ustvarjanje teh magnetnih površinskih zemljevidov je zapleten in nepopoln postopek zase, nekatere skupine za modeliranje, ki so sodelovale v kampanji WHPI, pa so uporabile tudi magnetne meritve iz več opazovalnic. To je skupaj z razlikami v modelih posamezne skupine ustvarilo širjenje napovedi, ki so včasih postavile vir sončnega vetra Parker Solar Probe v dve različni sončni polobli. Toda glede na lastno negotovost pri modeliranju vira sončnega vetra lahko te različne napovedi dejansko prispevajo k močnejšim operacijam.

    & # 8220Če lahko z dvema teleskopoma opazujete Sonce na dveh različnih mestih, imate več možnosti, da pridete na pravo mesto, & # 8221 je dejal Jones.

    Poker ravno neskladen razpršeni radar

    Sončni veter nosi s seboj ogromno energije in vgrajenega magnetnega polja Sonca. Ko doseže Zemljo, lahko kot zvon zazvoni našemu naravnemu magnetnemu polju, zaradi česar se upogne in deformira - kar povzroči merljivo spremembo jakosti magnetnega polja na določenih točkah na površini Zemlje. Tem spremembam sledimo, ker lahko nihanja magnetnega polja povzročijo številne učinke vesoljskega vremena, ki motijo ​​vesoljska plovila ali celo občasno omrežja na tleh.

    Številni zemeljski magnetometri so te učinke spremljali že od petdesetih let 20. stoletja in so # 8217 eden izmed številnih sklopov podatkov, ki jih znanstveniki zbirajo v zvezi s to kampanjo. Drugi zemeljski instrumenti lahko razkrijejo nevidne učinke vesoljskega vremena v našem ozračju. Eden takšnih sistemov je Poker Flat Incoherent Scatter Radar ali PFISR - radarski sistem, ki temelji na Poker Flat Research Range blizu Fairbanksa na Aljaski.

    Ta radar je posebej nastavljen za odkrivanje enega najbolj zanesljivih kazalnikov motenj v magnetnem polju Zemlje: elektroni v zgornjem ozračju Zemlje. Ti elektroni nastanejo, ko se delci, ujeti v magnetosferi, pošljejo v Zemljino atmosfero zaradi zapletenega niza dogodkov, ki je skupek okoliščin, znanih kot magnetosferska suburma.

    16. januarja je PFISR med eno takšno nevihto izmeril spreminjajoče se elektrone v zgornjem ozračju Zemlje. Med nevihto se delci kaskadirajo v zgornje ozračje, ne samo da ustvarjajo elektronsko ploho, merjeno z radarjem, ampak povzročajo tudi bolj viden učinek: polarno sijo. PFISR uporablja več žarkov radarja, usmerjenih v različne smeri, kar je znanstvenikom omogočilo, da so ustvarili tridimenzionalno sliko o tem, kako so se elektroni v atmosferi spreminjali skozi nevihto.


    Poker Flat Incoherent Scatter Radar v Poker Flat na Aljaski izvaja tridimenzionalne meritve elektronov v zgornjem ozračju Zemlje. Ti elektroni nastajajo po istem postopku, ki proizvaja polarno sijo, ki jo tukaj vidi Poker Flat All-Sky Camera, ki posname polarno sijo nad Aljasko, 16. januarja 2020. Zasluga: Poker Flat Incoherent Scatter Radar (NSF) / Poker Flat All -Sky Camera (University of Alaska Fairbanks) / Don Hampton

    Ker se je ta nevihta zgodila tako zgodaj v opazovalni kampanji - le en dan po začetku zbiranja podatkov - je malo verjetno, da so jo povzročile razmere na Soncu, opažene med kampanjo. A kljub temu povezava med magnetosferskimi nevihtami in širšimi globalnimi učinki, ki jih ustvarja sončni veter - imenovani geomagnetne nevihte - ni popolnoma razumljena.

    & # 8220Ta nevihta se ni zgodila v času geomagnetne nevihte, & # 8221 je povedal Roger Varney, glavni preiskovalec PFISR pri SRI International v Menlo Parku v Kaliforniji. & # 8220 Sončni veter med tem dogodkom niha, vendar ne posebej močno - v bistvu je hrup v ozadju. Toda sončni veter v bistvu nikoli ni enakomeren in nenehno vnaša nekaj energije v magnetosfero. & # 8221

    Ta nanos energije v magnetni sistem Zemlje ima daljnosežne učinke: spremembe sestave in gostote zgornjih slojev Zemlje lahko povzročijo komunikacijske in navigacijske signale, kar je pogosto značilno za skupno vsebnost elektronov. Spremembe gostote lahko v veliki meri vplivajo tudi na orbite satelitov, kar povzroča negotovost glede natančnega položaja.

    MAVEN

    Zemlja ni edini planet, kjer ima sončni veter merljive učinke - in preučevanje drugih svetov v našem sončnem sistemu lahko znanstvenikom pomaga razumeti nekatere učinke sončnega vetra na Zemljo in kako je vplival na razvoj Zemlje in drugih svetov po vsem svetu. zgodovina sončnega sistema.

    Na Marsu je lahko sončni veter skupaj z Marsom in # 8217 pomanjkanje globalnega magnetnega polja glavni dejavnik suhega, pustega sveta, ki ga danes ima Rdeči planet. Čeprav je bil Mars nekoč podoben Zemlji - toplemu, s tekočo vodo in gostim ozračjem - se je planet v svoji štiri milijardletni zgodovini drastično spremenil, večina njegovega ozračja pa je bila odstranjena v vesolje. S podobnimi procesi, ki jih opazujemo tukaj na Zemlji, znanstveniki izkoriščajo razumevanje sončnih in planetarnih interakcij na Marsu, da bi ugotovili, kako lahko procesi, ki vodijo v atmosferski pobeg, spremenijo, ali je planet vseljiv ali ne. Danes misija Mars Atmosphere and Volatile Evolution ali MAVEN preučuje te procese na Marsu. Za to najnovejšo kampanjo WHPI je na voljo MAVEN opazovanj na Marsu.

    V prihodnjih mesecih bodo heliofiziki po vsem svetu začeli poglobljeno preučevati podatke iz teh opazovalnic, v upanju, da bodo vzpostavili povezave, ki bodo razkrile novo znanje o Soncu in njegovih spremembah, ki vplivajo na Zemljo in vesolje po celotnem sončnem sistemu.

    Sonda Parker Solar je del programa NASA Heliophysics Living with a Star za raziskovanje vidikov sistema Sonce-Zemlja, ki neposredno vplivajo na življenje in družbo. The Living with a Star program is managed by the agency’s Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Maryland, for NASA’s Science Mission Directorate in Washington. The Johns Hopkins Applied Physics Laboratory in Laurel, Maryland, designed, built and operates the spacecraft and manages the mission for NASA.

    The research discussed in this story includes work supported by the Poker Flat Incoherent Scatter Radar which is a major facility funded by the National Science Foundation through cooperative agreement AGS-1840962 to SRI International and work at the National Center for Atmospheric Research funded by the National Science Foundation through cooperative agreement AGS-1852977. Support for the WHPI Campaigns is provided through the NASA’s Heliophysics System Observatory Connect (HSO Connect) program.


    Hawai’i

    DKIST Remote Office Building

    The DKIST Remote Observations Building houses offices and laboratories for our Maui-based staff and visitors. This building is located in Pukalani next to the Institute for Astronomy. This building is not open to the public and we do not offer tours of this location.

    DKIST Site

    At this time, the DKIST telescope remains under construction and therefore is not safe for visitors. Once normal operations begin (in approximately 2020), tours will be offered. More information about how to apply for tours will be posted here in the future.

    Please note that the construction site is closed to the public and you will not be admitted without prior approval from the DKIST Director and Project Manager.

    DKIST Construction Office

    The DKIST construction office is located in Pukalani, Hawai’i. This building is not open to the public and we do not offer tours of this location.


    Five decades observing Earth’s atmospheric trace gases using ultraviolet and visible backscatter solar radiation from space

    3.4 Algorithm physics

    The challenges met in algorithm physics development allow fitting to very close to the noise levels of the atmospheric spectra, often to several times 10 − 4 of the measured radiance [cf., 222] . Reaching this level of fitting precision requires reference data, including absorption spectra, which cumulatively contribute less than this amount to the fitting uncertainties.

    Solar reference spectrum. An accurate solar reference spectrum is required to support in-orbit wavelength calibration [43] , Ring effect determination [50] , determination of the instrument transfer function from flight data [43] and correction for spectral undersampling [43,45] . There are low-resolution extraterrestrial solar spectra that are very accurate in absolute intensity calibration [250] . These have been combined with a ground-based FTS spectrum from [146] at the National Solar Observatory, supplemented at wavelengths < 305 nm by balloon-based spectra from [103] to produce a high-resolution spectrum with accurate intensity calibration [46] .

    Rayleigh scattering and the Ring effect. Rayleigh scattering is often the predominant contributor to back scattered light measured in the nadir, particularly for wavelengths shorter than 500 nm. Highly accurate parameterizations of the wavelength dependences of the cross sections and scattering phase functions for Rayleigh scattering by air are available [9,19,50] , with [19] being the current preference.

    Grainger and Ring [100] first noticed that solar Fraunhofer lines became broadened and reduced in depth depending on the SZA when viewed from the ground in scattered sunlight. This is now known to be the effect of inelastic scattering by the fraction of the Rayleigh scattering by air that is inelastic, i.e., Raman scattering. The Raman scattering, about 97% rotational Raman and the rest vibrational Raman, constitutes 4% of the Rayleigh scattering in the wavelengths considered here. Ring effect corrections are performed using the molecular physics of the Raman scattering [50] coupled with the solar reference spectrum [46] , and in some cases coupled with radiative transfer calculations [127,267] to the level that negligible uncertainties remain in the spectral fitting from this source of spectral structure [cf. 43] .

    Vibrational Raman scattering in ocean water can be readily measured in these wavelengths (it must be corrected for in the spectral analysis for some gases) and it is suggested that it may be used to estimate chlorophyll and dissolved organic matter contents of ocean water [259] .

    Wavelength issues. Shifts from ground-based wavelength calibration can be seen on orbit due to launch stresses or the different thermal environment. It can also vary by substantial amounts, compared to the spectral fitting needs, due to thermal and other in-flight perturbations and instrumental effects (e.g., orbital or seasonal thermal changes, partial filling of the field-of-view). Additionally, solar irradiances are obtained at substantially different Doppler shifts (up to 0.01 nm at 400 nm) from Earth-view radiance measurements.

    For these reasons, Caspar and Chance [38] showed that wavelength calibration is improved by using a Fraunhofer reference spectrum, [revised in 46] , and applying either spectral cross-correlation [145] or nonlinear least-squares (NLLS) fitting to adjust window portions of radiances or irradiances. These methods can usually calibrate in vacuum wavelength to 0.01 detector pixel spacing or better [cf. 43] . The NLLS method has been implemented in operational algorithms for GOME, SCIAMACHY, OMI and OMPS.

    Instrument function and sampling issues. Slit functions (instrument transfer functions, ITFs) may differ in flight from those determined in ground calibration. It is often useful to re-determine them in flight, combining this with the wavelength calibration using NLLS.

    Nyquist sampling of a spectrum requires sampling to at least twice the highest spatial (i.e., wavelength) frequency admitted by the resolution limit of the instrument [the band limit, 93 ]. Spectral undersampling occurs when spectral measurements are not made at fine enough spacing to Nyquist sample the ITF [45] and thus provide full knowledge of the spectrum up to the band limit. Undersampling can be a major source of fitting error in the current generation of satellite-borne spectrometers, particularly as they mostly do not take enough spectral samples relative to their spectral resolution and, as the solar irradiance spectra must be resampled in wavelength in order to be compared to radiances in the spectral fitting process, aliasing occurs [43] . Where the trace gas absorptions are optically thin, it is possible to correct for most of the undersampling error. It is also now possible to quantitatively determine the amount a spectrum will be undersampled (or, how close it is to being fully-sampled) for a given instrument configuration during the design phase [45] .

    Reference spectra. Reference spectra for UV and VIS measurements are now included in the HITRAN database [97] and regularly updated. Reference spectra are published sometimes with vacuum wavelengths and sometimes with air wavelengths. It is highly recommended that vacuum wavelengths be the standard, and that accurate conversion be made when necessary. Highly accurate conversion formulae are available [19] . As UV and VIS reference spectra are increasingly determined using Fourier transform spectrometers, this becomes less of an issue, since they measure frequencies, usually in wavenumbers (cm − 1 ), and these are intrinsically in vacuum. Table 3 gives the current recommendations for UV and VIS reference spectra. Files containing the current recommended spectra and treatments for the Ring effect and spectral undersampling are available from [email protected]


    Poglej si posnetek: Arhiv BiH promo (Oktober 2022).