Astronomija

Kakšna je reža in reža na instrumentu EIS (EUV Imaging Spectrometer) pri Hinode?

Kakšna je reža in reža na instrumentu EIS (EUV Imaging Spectrometer) pri Hinode?


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.

Na EIS sta dve reži in dve reži, ali gre le za štiri vrste rešetk?


Lahko se vrnete nazaj in se sklicujete na članek, objavljen na tem teleskopu. Natančneje gre za Culhane et al. 2007. Ta članek govori o celotnem teleskopu, vendar opisuje optiko Korendyke et al. (2006). Na žalost je ta optični papir za plačilnim zidom.

V delu Culhane v oddelku 3 mehanizem reže opišite kot

Čas osvetlitve nadzoruje vrtljivi zaklop, medtem ko lahko mehanizem za izmenjavo rež omogoča izbiro štirih možnih odprtin - dveh spektralnih rež in dveh spektralnih slikovnih rež.

To je približno toliko podrobnosti, kot jih dajo, razen v tabeli 1, da so širine reže in reže 1, 2, 40 in 266 loka.

V optičnem papirju Korendyke podajo nekoliko več podrobnosti.

Svetloba, ki prehaja skozi režo, toroidna rešetka razprši in stigmatično preoblikuje na dva detektorja CCD z 1024 x 2048 slikovnimi pikami. Žarišče rešetke je mogoče na daljavo nastaviti z mehanizmom. Med letom se bo ogledalo zasukalo v korakih okoli 0,125 ločnih okrog osi Y [sončna sever-jug (N-S)], da se z režo vzorčijo različne strukture sončne površine. Spektroheliogrami visoke ločljivosti (rastrske slike) nastanejo z enakomernim premikanjem sončne slike v drobnih korakih na reži spektrografa in ponovnimi izpostavitvami. Izmenjevalni mehanizem omogoča izbiro med dvema režama (široka 1 in 2 ločna sek) in dvema režama (široka 40 ali 266 ločnih sekund). Opazovanja sončnega diska z režami ustvarjajo spektralno čiste slike velikih površin diska v svetlih sončnih linijah z vsako izpostavljenostjo. Slike reže kažejo skromno prostorsko zamegljenost vzdolž smeri disperzije.

Za zaključek vključujejo tudi spodnji diagram optike.

Po branju vsega tega se mi zdi, da so različne širine rež / rež reže namenjene zajemanju različnih vrst slik / spektrov, bodisi zelo osredotočenih, posameznih področij (na primer z režami) bodisi velikih regij ( z uporabo reže).


Kakšna je reža in reža na instrumentu EIS (EUV Imaging Spectrometer) pri Hinode? - astronomija

Da bi razumeli začetno fazo sončnega izbruha, so meritve parametrov plazme v zgodnjih fazah ključnega pomena za omejevalne modele. Trenutno obstajata dve vrsti instrumentov, ki nam omogočata takšne meritve: ozkopasovne slike in spektrometri. V prvem primeru celo ozkopasovni filtri vsebujejo več emisijskih vodov, kar ustvarja nekaj temperaturne zmede. S slikami pa so hitre kadence dosegljive in vidno polje je lahko veliko. Hitrosti izbruhajočih struktur lahko izmerimo s sledenjem značilnosti. V primeru spektrometra lahko spektrometri z režami zagotavljajo spektralno čiste slike z "rastriranjem" reže, da ustvarijo sliko. Ta metoda zagotavlja omejeno časovno ločljivost, vendar je mogoče natančno izmeriti plazemske parametre, vključno s hitrostmi vzdolž vidne črte. Obe metodi imata prednosti in se pogosto uporabljata v tandemu. V tem prispevku prvič dokazujemo, da se lahko podatki iz širokega reža na slikovnem spektrometru Hinode EUV, skupaj s slikovnimi podatki iz AIA, uporabijo za dekonverlacijo informacij o hitrosti na začetku izbruha, ki zagotavljajo vidne hitrosti. čez razširjeno vidno polje. Z uporabo podatkov o reži He II 256 Å ob vžigu opazimo razširitev ali premike emisijske črte do ± 280 km s -1. Ti so vidni na različnih lokacijah - rdeče premaknjena plazma je vidna tam, kjer se kasneje vidi trdi rentgenski vir (mesto odlaganja energije). Poleg tega modro zamaknjena plazma kaže zelo zgoden začetek hitrega naraščanja žarilne nitke.


Acton, L. W., Weston, DC, Bruner, M. E.: 1999, J. Geophys. Res. 104, 14827. doi: 10.1029 / 1999JA900006.

Culhane, JL, Harra, LK, James, AM, Al-Janabi, K., Bradley, LJ, Chaudry, RA, Rees, K., Tandy, JA, Thomas, P., Whillock, MCR, Winter, B., Doschek, GA, Korendyke, CM, Brown, CM, Myers, S., Mariska, J., Seely, J., Lang, J., Kent, BJ, Shaughnessy, BM, Young, PR, Simnett, GM, Castelli, CM, Mahmoud, S., Mapson-Menard, H., Probyn, BJ, Thomas, RJ, Davila, J., Dere, K., Windt, D., Shea, J., Hagood, R., Moye, R ., Hara, H., Watanabe, T., Matsuzaki, K., Kosugi, T., Hansteen, V., Wikstol, Ø .: 2007, Sončna fiz. 243, 19. OGLASI: 2007SoPh..243. 19C, doi: 10.1007 / s01007-007-0293-1.

Del Zanna, G., Andretta, V., Chamberlin, PC, Woods, T. N., Thompson, W. T.: 2010, Astron. Astrophys. 518, A49. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 200912904.

Dere, K. P., Landi, E., Mason, H. E., Monsignori Fossi, BC, Young, P.R .: 1997, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 125, 149. doi: 10.1051 / aas: 1997368.

Hara, H .: 1997, Adv. Space Res. 20, 2279. doi: 10.1016 / S0273-1177 (97) 00901-0.

Henke, B. L., Gullikson, E. M., Davis, J. C.: 1993, Ob. Podatki Nucl. Podatkovne tabele 54, 181. doi: 10.1006 / adnd.1993.1013.

Kamio, S., Mariska, J.T .: 2012, Sončna fiz. 279, 419. doi: 10.1007 / s11207-012-0014-9.

Korendyke, CM, Brown, CM, Thomas, RJ, Keyser, C., Davila, J., Hagood, R., Hara, H., Heidemann, K., James, AM, Lang, J., Mariska, JT, Moser, J., Moye, R., Myers, S., Probyn, BJ, Seely, JF, Shea, J., Shepler, E., Tandy, J .: 2006, Pred. Opt. 45, 8674. doi: 10.1364 / AO.45.008674.

Kosugi, T., Matsuzaki, K., Sakao, T., Shimizu, T., Sone, Y., Tachikawa, S., Hashimoto, T., Minesugi, K., Ohnishi, A., Yamada, T., Tsuneta, S., Hara, H., Ichimoto, K., Suematsu, Y., Shimojo, M., Watanabe, T., Shimada, S., Davis, JM, Hill, LD, Owens, JK, Naslov, AM , Culhane, JL, Harra, LK, Doschek, GA, Golub, L .: 2007, Sončna fiz. 243, 3. OGLASI: 2007SoPh..243. 3K, doi: 10.1007 / s11207-007-9014-6.

Landi, E., Del Zanna, G., Young, P.R., Dere, K.P., Mason, H.E .: 2012, Astrophys. J. 744, 99. doi: 10.1088 / 0004-637X / 744/2/99.

Lang, J., Kent, BJ, Paustian, W., Brown, CM, Keyser, C., Anderson, MR, Case, GCR, Chaudry, RA, James, AM, Korendyke, CM, Pike, CD, Probyn, BJ , Rippington, DJ, Seely, JF, Tandy, JA, Whillock, MCR: 2006, Pred. Opt. 45, 8689. doi: 10.1364 / AO.45.008689.

Orlando, S., Peres, G., Reale, F .: 2001, Astrophys. J. 560, 499. doi: 10.1086 / 322333.

Reeves, E.M .: 1976, Sončna fiz. 46, 53. OGLAS: 1976SoPh. 46. ​​53R, doi: 10.1007 / BF00157554.

Reeves, E. M., Timothy, J. G., Withbroe, G. L., Huber, M. C. E.: 1977, Pred. Opt. 16, 849.

Schrijver, C. J., Zwaan, C., Maxson, C. W., Noyes, R. W.: 1985, Astron. Astrophys. 149, 123.

Thompson, W .: 2000, Pridobivanje statistike iz podatkov NIS. Opomba št. 49 k programski opremi CDS.

Vaiana, G. S., Krieger, A. S., Timothy, A. F.: 1973, Sončna fiz. 32, 81. ADS: 1973SoPh. 32. 81V, doi: 10.1007 / BF00152731.

Wang, T., Thomas, R. J., Brosius, J. W., Young, P. R., Rabin, D. M., Davila, J. M., Del Zanna, G .: 2011, Astrophys. J. Suppl. Ser. 197, 32. doi: 10.1088 / 0067-0049 / 197/2/32.

Warren, HP: 2005, Astrophys. J. Suppl. Ser. 157, 147. doi: 10.1086 / 427171.

Wilhelm, K., Curdt, W., Marsch, E., Schühle, U., Lemaire, P., Gabriel, A., Vial, JC, Grewing, M., Huber, MCE, Jordanija, SD, Poljska, AI , Thomas, RJ, Kühne, M., Timothy, JG, Hassler, DM, Siegmund, OHW: 1995, Sončna fiz. 162, 189. ADS: 1995SoPh..162..189W, doi: 10.1007 / BF00733430.


Kakšna je reža in reža na instrumentu EIS (EUV Imaging Spectrometer) pri Hinode? - astronomija

Podatki so bili pridobljeni z uporabo instrumenta EUV Imaging Spectrometer (EIS) na Hinode. Analizirano zanko je EIS opazil 1. maja 2007. Cilj tega projekta je analizirati podatke, pridobljene z instrumentom EIS, za določitev temperature in gostote koronalne zanke. Intenzivnost ozadja je bila odšteta od intenzivnosti slikovnih pik, da bi izolirali sevanje iz zanke. Analizirali smo intenziteto spektralnih črt vsake pikselne zanke, da bi ugotovili, katere spektralne črte so pomembno prispevale k intenziteti zanke. Opažene intenzivnosti teh pomembnih linij so bile nato uporabljene za ustvarjanje krivulje diferenčne mere emisije (DEM), ki najbolje ustreza emisiji pik zanke. Analiza gostote je bila narejena z uporabo baze podatkov atomske fizike CHIANTI skupaj z izmerjenimi razmerji intenzitete linij, občutljivih na gostoto. DEM krivulje in analiza gostote za zanko pixel kažejo na večtermični temperaturni profil. Raziskave sončne fizike na Univerzi v Memphisu podpira NSF ATM-0402729 s podjetjem Hinode, ki ga je oddala NASA / SAO.


Naslov: Merjenje hitrosti v zgodnji fazi izbruha: Uporaba podatkov "Overlappogram" iz Hinode EIS

Da bi razumeli začetno fazo sončnega izbruha, so meritve parametrov plazme v zgodnjih fazah ključnega pomena za omejevalne modele. Trenutno obstajata dve vrsti instrumentov, ki nam omogočata takšne meritve: ozkopasovne slike in spektrometri. V prvem primeru celo ozkopasovni filtri vsebujejo več emisijskih vodov, kar ustvarja nekaj temperaturne zmede. S slikami pa so hitre kadence dosegljive in vidno polje je lahko veliko. Hitrosti izbruhajočih struktur lahko izmerimo s sledenjem značilnosti. V primeru spektrometra lahko spektrometri z režami zagotavljajo spektralno čiste slike z "rastriranjem" reže, da ustvarijo sliko. Ta metoda zagotavlja omejeno časovno ločljivost, vendar je mogoče natančno izmeriti plazemske parametre, vključno s hitrostmi vzdolž vidne črte. Obe metodi imata prednosti in se pogosto uporabljata v tandemu. V tem prispevku prvič dokazujemo, da se lahko podatki iz širokega reža na slikovnem spektrometru Hinode EUV, skupaj s slikovnimi podatki iz AIA, uporabijo za dekonverlacijo informacij o hitrosti na začetku izbruha, ki zagotavljajo vidne hitrosti. čez razširjeno vidno polje. Z uporabo podatkov o reži He ii 256 Å ob vžigu opazimo širitev ali premik (-e) emisijske črte & raquo do ± 280 km s. Ti so vidni na različnih lokacijah - rdeče premaknjena plazma je vidna tam, kjer se kasneje vidi trdi rentgenski vir (mesto odlaganja energije). Poleg tega modro zamaknjena plazma kaže zelo zgoden začetek hitrega naraščanja žarilne nitke. & laquo manj


Kakšna je reža in reža na instrumentu EIS (EUV Imaging Spectrometer) pri Hinode? - astronomija

Ekstremno ultravijolični slikovni spektrometer prvič združuje visoko spektralno, prostorsko in časovno ločljivost v ultravijoličnem ultravijoličnem instrumentu na satelitski osnovi. Optična zasnova instrumenta je sestavljena iz večplastnega zunanje osnega paraboloidnega zrcalnega teleskopa, ki mu sledi toroidni rešetkasti spektrometer. Instrument vključuje tankoplastne aluminijaste filtre za odbijanje sončnega sevanja z daljšo valovno dolžino in na goriščni ravnini uporablja detektorje CCD. Ogledalo teleskopa je zgibno, tako da omogoča vzorčenje velikega dela sončne površine iz ene točke, usmerjene v vesoljsko plovilo. Enobarvne slike dobimo bodisi z rastriranjem sončne slike čez ozko vhodno režo bodisi z uporabo široke reže ali reže namesto reže. Monokromatske slike območja, osredotočenega na režo, dobimo z eno samo osvetlitvijo. Polovica vsake optike je prevlečena, da maksimizira odbojnost pri 195 angstremu, druga polovica je prevlečena, da maksimizira odbojnost pri 270 angstremu. Dva pasova valovnih dolžin EUV sta bila izbrana za optimizacijo spektroskopskih diagnostičnih sposobnosti plazme. Posebej smo bili pozorni na izbiro obsegov valovnih dolžin s sorazmerno svetlimi emisijskimi črtami, da smo lahko iz opazovanih linijskih profilov dobili natančne merilne točke vidnega polja in meritve hitrosti turbulentne plazme. Spektralno območje EIS vsebuje emisijske črte, oblikovane v temperaturnem območju od približno 10 5 - 10 7 K. Pokritost valovnih dolžin vključuje tudi več parov emisijskih linij, občutljivih na gostoto. Ti pari linij zagotavljajo diagnostiko gostote, neodvisno od prostorske ločljivosti, pri nominalnih koronalnih temperaturah in gostotah. Vsak pas valovnih dolžin je posnet na ločen detektor CCD. Glavne značilnosti instrumenta EIS so: pasovi valovnih dolžin - 180 - 204 angstromov in 250 - 290 angstromskih spektralnih ločljivosti - 0,0223 angstromov / slikovnih pik (23 - 34 km / sekundo) - dimenzije reže - 4 reže: 1 X 1024 lok- sekund in 50 X 1024 ločnih sekund z dvema položajema, ki sta bila nedoločena od tega pisanja, fino rastersko območje - & gt6 ločnih minut na soncu, grobo rastrsko območje -> gt 1600 ločnih sekund na največjem prostorskem vidnem polju sonca pri posamezni osvetlitvi - nominalna časovna ločljivost 50 X 1024 ločnih sekund za študije hitrosti aktivne regije - 3,4 s. Satelit Solar-B naj bi bil izstreljen avgusta 2005 v nominalno 600 km sončno sinhrono orbito.


Dostopne možnosti

Nakup enega članka

Takojšen dostop do celotnega članka PDF.

Izračun davka bo dokončan med plačilom.

Naročite se na revijo

Takojšnji spletni dostop do vseh številk od leta 2019. Naročnina se bo vsako leto samodejno obnavljala.

Izračun davka bo dokončan med plačilom.


5. Možnosti in omejitve instrumenta

V tem poglavju so obravnavane različne možnosti za EUV in SXR spektrometre. Prostorska ločljivost je potrebna za merjenje morfologije in razvoja večine sončnih značilnosti, zato so možnosti, uporabljene v regijah EUV in SXR, obravnavane v oddelku 5.2. V teh območjih valovnih dolžin se uporablja širok nabor detektorjev, ki so na kratko povzeti v oddelku 5.3.

Prostorska ločljivost je običajno podana kot kotna ločljivost v ločnih sekundah, pri čemer 1 & # x02032 & # x02032 ustreza 725 km na Soncu za observatorij pri 1 AU. Spektralna ločljivost je definirana z razmerjem med valovno dolžino emisijske črte in njeno instrumentalno širino, tj. & # X003BB / & # x00394 & # x003BB, čeprav je pri rentgenskih žarkih valovna dolžina pogosto nadomeščena z energijo, zato je ločljivost dana z E/ & # x00394E. Na splošno je višje prostorske in spektralne ločljivosti lažje doseči pri daljših valovnih dolžinah. Tako je IRIS dosegel 0,4 & # x02032 & # x02032 prostorske ločljivosti in 50.000 spektralne ločljivosti okoli 1.300 & # x020131.400 & # x000C5, medtem ko je EIS dosegel 3 & # x02032 & # x02032 oziroma 3.000 okoli 200 & # x000C5. Kristalni spektrometri SXR lahko dosežejo spektralne ločljivosti & # x0003E1.000, vendar brez slikovnih zmožnosti.

5.1 Vrste spektrometrov

Končni cilj sončnega opazovanja pri kateri koli valovni dolžini je sočasno izvajanje 2D slikanja in spektroskopije z visoko ločljivostjo & # x02014 tako imenovano integralna spektroskopija polja. To pomeni, da bo imela vsaka slikovna pika na 2D-sliki svoj spekter visoke ločljivosti, s katerim se bo lahko uporabljala plazemska diagnostika. Pri valovnih dolžinah SXR imajo lahko pike detektorja lastno ločljivost energije, možnosti pa so obravnavane v oddelku 5.3. Za EUV in daljše valovne dolžine je rešitev za hkratno slikanje in spektroskopijo rekonfiguracija 2D slike, tako da je mogoče posamezne & # x0201Cpixels & # x0201D obdelati s standardno režo & # x02013grating & # x02013detector, nato pa jo ponovno sestaviti v slike s programsko opremo za obdelavo. Oddelek 7.1 opisuje nov koncept instrumenta, ki bo uporabil ta pristop. Ta vrsta integrirane poljske spektroskopije je bila dobro preizkušena za zemeljske astronomske teleskope z uporabo nizov mikroleč, optičnih kablov in rezalnikov slik (npr. Lee et al., 2001). Težava pri valovnih dolžinah EUV je v tem, da so pretoki fotonov majhni, rekonfiguracija vhodne slike pa zahteva dodatne optične elemente, ki bi zmanjšali prepustnost instrumenta.

Naslednji najboljši pristop k integralni poljski spektroskopiji je spektroskopija slikovne reže, pri čemer se skozi ozko režo posname Sonce, slika pa se z rešetko razprši v smeri pravokotno na režo. To vodi do dvodimenzionalne slike na detektorju, ki ima valovno dolžino v eni smeri in prostorske informacije v drugi. Prvi spektrometer s sončnimi slikovnimi režami v EUV je bil HRTS, raketni eksperiment, ki je bil večkrat izveden med leti 1975 in 1992. Prvi spektrometri za preslikavo vesoljskih plovil so bili CDS, SUMER in UVCS na SOHO. V območju SXR še ni bil premeščen noben režni spektrometer. Ključna pomanjkljivost špranjskih spektrometrov je, da je treba za izdelavo dvodimenzionalnih slik režo postopoma skenirati, da se naredi raster. Sončno aktivno območje ima običajno velikost približno 200 & # x02032 & # x02032, zato bi skeniranje z režo 1 & # x02032 & # x02032 s časom izpostavljenosti 30 s trajalo 100 minut. Zaradi tega je špranjski spektrometer najbolje uporabiti v tandemu s koronalnim slikovnim instrumentom, tako da spektrometer opazuje razmeroma majhno vidno polje in lahko evolucijo postavimo v kontekst slik aktivne regije.

Brez reže slikovni spektrometer proizvaja tako imenovane & # x0201Coverlappograms & # x0201D: vsaka emisijska črta v spektru bo ustvarila svojo lastno podobo Sonca, ki se nato na sliki detektorja prikaže ena ob drugi, razmaknjena z ločenji valovnih dolžin vrstice. To je bilo najbolj znano z vklopljenim instrumentom S082A Skylab v 1970 & # x00027s (slika 1). Instrumenti CDS in EIS so bili uporabljeni z možnostjo & # x0201Cslot & # x0201D, to je reže, ki so bile bistveno širše od spektralne ločljivosti instrumentov, tako da so na mestu vsake vrstice nastale pravokotne slike. Za močne, razmeroma izolirane črte so slike večinoma čiste in jih je mogoče uporabiti za znanstvene analize (npr. Ugarte-Urra et al., 2009). Kot je prikazano kasneje v tem članku, se načrti spektrometrov brez špranj obravnavajo za več konceptov misij, predvsem zato, da bi rešili omejene probleme vidnega polja spektrometrov z režami.

Slika 1. A Skylab S082A Prekrivni program iz leta 1974 26. januarja 22:35 UT. Valovna dolžina se poveča od leve proti desni. Svetla slika pol Sonca na levi je od O IV & # x003BB554.4, svetla delna slika na desni pa je O V & # x003BB629.7. Najsvetlejša slika levo od sredine je od He jaz & # x003BB584.3.

Spektrometri brez lastne prostorske ločljivosti se uporabljajo za meritve sončne sevalnosti in zato zahtevajo natančno radiometrično kalibracijo. Spektralna ločljivost je običajno nizka, vendar je instrument EVE (Woods et al., 2012) na SDO dosegel ločljivosti 100 & # x020131,000 v območju 100 & # x020131,000 & # x000C5, kar je zadoščalo za merjenje Dopplerjevih premikov v nekaterih okoliščine (Hudson et al., 2011). Pri valovnih dolžinah SXR so sončne žarke običajno glavni poudarek in, ker emisija večinoma prihaja iz enega samega kompaktnega vira, lahko dragocene spektroskopske meritve opravimo brez potrebe po slikanju. V zadnjih letih razvoj zelo kompaktnih rentgenskih spektrometrov pomeni, da lahko sončne spektre SXR dobimo s poceni misijami, kot je opisano v oddelku 9.1.

5.2. Možnosti slikanja

Slika 2 prikazuje metode za fokusiranje sevanja EUV in SXR. Najprimernejša metoda je uporaba običajnih odbojnih odbojev od ogledal, vendar je to mogoče le nad 50 & # x000C5. Pod to valovno dolžino prihajajoče sevanje površina preprosto absorbira.Med 50 in 500 & # x000C5 optičnimi optičnimi optikami je mogoče le z nanosom večplastnih premazov na površine. To so izmenične plasti težkega in lahkega elementa (Mb in Si sta pogosti izbiri), ki vodijo do močno povečane odbojnosti v ozkem območju valovnih dolžin (običajno 10 & # x0201320% osrednje valovne dolžine). Prvi sončni teleskopi, ki so uporabljali večplastne prevleke, so bili leteli na sondirnih raketah sredi in poznih osemdesetih let (Underwood et al., 1987 Walker et al., 1988) in prikazana je bila podarčna sekundarna ločljivost (Golub et al. , 1990). Večplastne prevleke so idealne za sončno slikanje, saj naravno dajejo ozek pasovni pas, ki ga je mogoče prilagoditi določenim emisijskim linijam v spektru EUV. Prvi večplastni slikovni teleskop, ki je letel na vesoljsko plovilo, je bil EIT (Delaboudini & # x000E8re et al., 1995) na SOHO, izstreljen leta 1995, sledil je TRACE leta 1998, EUVI na vesoljskem plovilu STEREO leta 2006, SWAP na vesoljskem plovilu Proba-2 v 2009 (Seaton et al., 2013), AIA na vesoljskih plovilih SDO leta 2010 (Lemen et al., 2012), SUVI na vesoljskih plovilih GOES-16 in 17 v letih 2016 in 2018 (Vasudevan et al., 2019) in EUI na Solar Orbiterju leta 2020 (Rochus et al., 2020). Uporaba večplastnih prevlek za spektroskopijo je bila pionirska z raketnim programom SERTS (Davila et al., 1993), prvi spektrometer vesoljskih plovil, ki jih je uporabil, pa je bil EIS na Hinode (Culhane et al., 2007). Trenutno je v EUV in SXR najboljša prostorska ločljivost, ki je trenutno možna z normalno optično optiko, približno 0,1 & # x02032 & # x02032, kar je omejeno s stroški, povezanimi s prikazovanjem velikih ogledal. Zvočna raketa Hi-C je dosegla 0,3 & # x02032 & # x02032 (Kobayashi et al., 2014).

Slika 2. Preprost vodnik po slikovnih tehnikah, ki se uporabljajo v območjih valovnih dolžin EUV in SXR. Modre črte ustrezajo poti žarkov, črne črte pa optičnim elementom.

Nad 500 & # x000C5 se lahko uporabljajo širokopasovne optične prevleke, ki dajejo visoko in razmeroma enakomerno občutljivost v širokem območju valovnih dolžin, kar je še posebej dragoceno za spektroskopijo. Primeri vključujejo SUMER o SOHO in IRIS.

Za neposredno slikanje pod 50 & # x000C5 je potrebna optična optika. Kot je prikazano na sliki 2, prihajajoče sevanje usmerja par ogledal, ki so običajno izvedeni v valjasti izvedbi (teleskop tipa Wolter), pri čemer več koncentričnih valjev poveča efektivno površino. XRT vklopljen Hinode je primer te zasnove. Pomanjkljivost pojavljanja paše je v tem, da se povečajo nepravilnosti na optičnih površinah, kar vodi do slabše slikovne zmogljivosti kot običajna optična optika. XRT je dosegel ločljivost 2 & # x02032 & # x02032, ki je primerljiva z 0,3 & # x02032 & # x02032 za raketni teleskop Hi-C (Kobayashi et al., 2014), kar je trenutno najboljša zmogljivost za sončni večplastni teleskop EUV.

Kolimatorji so najmanj privlačna možnost za slikanje, vendar so pogosto potrebni pri valovnih dolžinah rentgenskih žarkov. V najslabšem primeru dosežejo prostorsko ločljivost preprosto z omejevanjem vidnega polja. Bolj izpopolnjen pristop je uporabil RHESSI (Lin et al., 2002), ki je imel dve kolimacijski mreži. Z neprekinjenim vrtenjem vesoljskega plovila vsake 4 s se ustvari modulacijski vzorec, ki ga je mogoče obrniti, da dobimo podobo Sonca. Prostorsko ločljivost do 2 & # x02032 & # x02032 je mogoče doseči na ta način, vendar ima metoda omejitve zaradi nizkega dinamičnega razpona in težave pri razrešitvi več virov. Upoštevajte, da je pristop kolimatorja potreben v območju valovnih dolžin trdega rentgenskega žarka, zato optika paše ni bila mogoča za RHESSI.

Korak onkraj optične optične optike je uporaba Fresnelovih zonskih plošč (FZP) ali Fotonskih sitov, ki bi lahko dala prostorske ločljivosti v območju 10 & # x00027s milliarcsecond, to je za večji vrstni red v primerjavi z najboljšimi trenutno doseženimi v EUV. FZP je idealizirana difrakcijska optika, sestavljena iz krožne plošče z vanjo zarezanimi koncentričnimi obroči. Postavitev obročev je izbrana tako, da omogoča konstruktivno interferenco oddane svetlobe, da dobimo fokusirano sliko. V praksi se obroči nadomestijo s krogi pik ali majhnimi režami & # x02014 od tod tudi ime & # x0201Cfotonsko sito & # x0201D & # x02014in o njih so v zvezi z rentgenskim slikanjem prvič razpravljali Kipp et al. (2001). Ključna pomanjkljivost fotonskih sit je, da teleskop potrebuje zelo dolgo goriščno razdaljo 100 m ali več, da doseže najvišjo prostorsko ločljivost. To zahteva visoko natančno misijo, ki leti pod vodstvom formacije. Na primer, da se dobijo ostre slike, je treba vzdolžne premike vesoljskega plovila optike vzdrževati na velikost detektorske slikovne pike, ki je običajno približno 10 & # x003BCm. Ta tehnologija je zdaj na voljo in jo NASA aktivno uporablja skupaj s tehnologijo fotonskega sita (npr. Davila, 2011 Calhoun et al., 2018). V smislu spektroskopije je fotonsko sito zanimivo, ker lahko prilagoditev goriščnice privede do vzorčenja različnih delov emisijske črte in tako razkrije rdeče ali modro premaknjeno plazmo. Prva solarna misija, ki bo uporabila fotonsko sito, bo VISORS, projekt CubeSat, ki ga financira NSF in ga vodi Univerza v Illinoisu v Urbana-Champaign z začetkom leta 2023. Sestavljen bo iz dveh CubeSats, ki letijo v formaciji. Eden bo gostil detektor, drugi pa fotonsko sito. On II Ciljna linija 304 & # x000C5 bo in razdalja 40 m vesoljske ladje skupaj s premerom sita 75 mm bo dala prostorsko ločljivost v najboljšem primeru okoli 0,1 & # x02032 & # x02032.

5.3. Možnosti detektorja

CCD-ji so standardni senzorji, ki se uporabljajo za EUV in SXR slikovno spektroskopijo. Običajno se uporabljajo v ozadju osvetljeni konfiguraciji in so neposredno občutljivi na dohodne fotone. Pri valovnih dolžinah nad približno 500 & # x000C5 pa občutljivost upada in je običajna uporaba mikrokanalne plošče za pretvorbo fotonov v oblake elektronov. Nato jih je mogoče neposredno zaznati z anodnim detektorjem, na primer za instrumente SUMER in UVCS na SOHO (Kohl et al., 1995 Wilhelm et al., 1995), ali pretvoriti v vidne fotone preko fosfornega zaslona in nato z CCD, ki je bil narejen za CDS na SOHO (Harrison et al., 1995).

Čas branja CCD-jev je počasen. Na primer 4k & # x000D7 4k detektorji instrumenta AIA na SDO trajajo približno 3 s. Senzorji CMOS (imenovani tudi aktivni senzorji pikslov, APS) imajo veliko hitrejše odčitke in jih bodo verjetno v prihodnjem desetletju bolj uporabljali. Tako kot CCD-je jih je mogoče uporabljati v konfiguraciji z osvetlitvijo ozadja, kot je pokazala EUI na Solar Orbiter (Rochus et al., 2020). Nadaljnja prednost je, da so veliko bolj trpežne v težkih sevalnih okoljih, zato so jih uporabili za instrumente za slikanje na krovu Solar Orbiter in PSP, ki delujejo daleč onkraj zaščitnega mehurčka zemeljske magnetosfere.

Oba detektorja CCD in CMOS ponujata energijsko ločljivost v območju SXR, saj detektorji lahko merijo število parov elektronskih lukenj, ki jih v siliciju ustvarijo dohodni fotoni (linija Lyman - & # x003B1 Fe XXVI na primer proizvede skoraj 2000 parov). Spektralna ločljivost je omejena na približno 100 eV. Kombinacija CCD ali CMOS s fokusnim teleskopom omogoča slikovno spektroskopijo, primeri pa so obravnavani v oddelkih 9.4, 9.6.1 in 9.6.2.

Kompaktni silicijevi rentgenski detektorji podjetja AMPTEK so se izkazali za zelo uspešne pri pridobivanju zmerne ločljivosti, diskovno povprečenih sončnih mehkih rentgenskih spektrov iz paketa z dimenzijami & # x0007E15 mm. Detektor je bil prvič izveden na NASA-jevi misiji NEAR asteroid leta 1996, da bi izmeril sončni rentgenski tok. Ta meritev je pogosto pomembna za planetarne znanstvene misije, saj sončni rentgenski žarki osvetljujejo površino telesa in nastali fluorescenčni rentgenski spekter vodi do dragocenih podatkov o sestavi. Podobni detektorji so bili opravljeni tudi na SMART-1, Chandrayaan-1 (obe lunini misiji) in misiji Mercury MESSENGER. Podatki o soncu so se izkazali za dragocene pri študijah sončnega izbruha (npr. Dennis et al., 2015). Najnovejše vesoljsko plovilo s solarnim rentgenskim spektrometrom je indijska misija Chandrayaan-2 (Mithun in sod., 2020), ki je bila izstreljena leta 2019.

Detektorji AMPTEK so bodisi silicijev PIN (Si-PIN) bodisi detektorji silicijevega odnašanja (SDD), oba pa sta v vse-v-enem konfiguraciji, imenovani X-123. SDD so dražji, vendar omogočajo višje stopnje štetja in nekoliko boljšo spektralno ločljivost. Spektralna pokritost je običajno 1 & # x0201320 keV in ločljivost je približno E/ & # x00394E = 30 & # x0201350, kar zadostuje za razrešitev spektralnih značilnosti, iz katerih je mogoče izpeljati številčnost elementov (Dennis et al., 2015 Moore et al., 2018).

Kar zadeva sončne misije, je instrument SphinX (Gburek in sod., 2013) na krovu ruske misije CORONAS-Photon uporabil starejšo različico detektorja AMPTEK, medtem ko je X-123 letel na kockah MinXSS-1 in 2 ( Moore et al., 2018) v letih 2016 in 2018, čeprav slednji ni uspel, preden je bilo mogoče pridobiti podatke. Nove misije so opisane v oddelku 9.1.

Mikrokalorimetrski detektorji bi bili preboj v sončno spektroskopijo SXR z izboljšanjem energijske ločljivosti za dva reda velikosti v primerjavi s silicijevimi detektorji. Lahko so razporejeni v obliki matrike, tako da v kombinaciji s slikovnim teleskopom dobijo hkratno 2D slikanje in spektre visoke ločljivosti. Doslej se je razvoj osredotočal na rentgenske astronomske misije in japonsko vesoljsko plovilo astrofizika Hitomi je bil prvi, ki je uspešno upravljal mikrokalorimeter kot del mehkega rentgenskega spektrometra (SXS). Žalostno Hitomi umrl, ko je dobil samo eno opazovanje jate galaksij Perzej (Hitomi Collaboration et al., 2016). SXS je imel niz 6 & # x000D7 6 2D slikovnih pik z energijsko ločljivostjo 7 eV med 0,3 in 12 keV (Takahashi et al., 2018), kar je primerljivo s kristalnimi spektrometri (oddelek 9.2).

Visoke stopnje štetja s Sonca predstavljajo problem za mikrokalorimetre v primerjavi z drugimi astrofizičnimi viri, napredek v razvoju pa zaostaja za astrofiziko. Nekaj ​​razprav o znanstvenih možnostih mikrokalorimetrov je podano v Beli knjigi Laming et al. (2010), medtem ko so tehnični vidiki zajeti v Bandler et al. (2010) in Bandler in sod. (2013).


Dostop do dokumenta

  • APA
  • Standardno
  • Harvard
  • Vancouver
  • Avtor
  • BIBTEX
  • RIS

Rezultat raziskave: Prispevek k reviji ›Članek› recenzija

T1 - Spektroskopija za sončno slikanje brez rež

N2 - Spektrometri zagotavljajo našo najbolj podrobno diagnostiko sončne koronalne plazme, spektralni podatki pa se rutinsko uporabljajo za merjenje temperature, gostote in hitrosti pretoka v koronalnih značilnostih. Vendar pa spektrografi trpijo zaradi omejenega trenutnega vidnega polja (IFOV). In obratno, slikovni instrumenti lahko zagotavljajo razmeroma velik IFOV, toda večplastno slikanje z ekstremnimi ultravijoličnimi žarki (EUV) ponuja zelo omejeno spektralno ločljivost. V tem prispevku predlagamo koncept instrumenta, ki združuje velik IFOV slikovnega aparata z diagnostično zmožnostjo spektrografa, razvije nov parametrični model za opis instrumenta in ovrednoti novo metodo za "razveljavitev" podatkov takšnega instrumenta . Za predstavitev principa delovanja tega novega instrumenta za spektroskopijo brez rež so uporabljeni dejanski spektroskopski rastrski podatki iz spektrometra Hinode / EUV Imaging Spectrometer (EIS). Predvidevamo, da so pridobljena opazovanja v več spektralnih zaporedjih, nato pa z novo metodo inverzne problematike sklepamo o spektralnih lastnostih. Za razliko od prejšnjih metod je fizične omejitve in regularizacijo, ki izhajajo iz predhodnega znanja, mogoče naravno vključiti kot del postopka reševanja. Ugotavljamo, da se je zvestoba rešitve močno izboljšala v primerjavi s prejšnjimi metodami. Napake so običajno le nekaj km s-1 na velikem IFOV, s širino nekaj sto slikovnih pik in poljubno veliko višino. Te napake niso veliko večje od napak v trenutnih spektroskopskih instrumentih z režami z omejenim IFOV. Nadaljnja prednost je, da je mogoče delovanje instrumentov, ki kandidirajo, optimizirati za posebne znanstvene cilje. To dokažemo z izpeljavo optimalnih vrednosti za spektralno disperzijo in razmerje signal / šum.

AB - Spektrometri zagotavljajo našo podrobnejšo diagnostiko sončne koronalne plazme, spektralni podatki pa se rutinsko uporabljajo za merjenje temperature, gostote in hitrosti pretoka v koronalnih značilnostih. Vendar pa spektrografi trpijo zaradi omejenega trenutnega vidnega polja (IFOV). In obratno, slikovni instrumenti lahko zagotavljajo razmeroma velik IFOV, toda večplastno slikanje z ekstremnimi ultravijoličnimi žarki (EUV) ponuja zelo omejeno spektralno ločljivost. V tem prispevku predlagamo koncept instrumenta, ki združuje velik IFOV slikovnega aparata z diagnostično zmožnostjo spektrografa, razvije nov parametrični model za opis instrumenta in ovrednoti novo metodo za "razveljavitev" podatkov takšnega instrumenta . Za prikaz principa delovanja tega novega instrumenta za spektroskopijo brez rež so uporabljeni dejanski spektroskopski rastrski podatki iz spektrometra Hinode / EUV Imaging Spectrometer (EIS). Predvidevamo, da so pridobljena opazovanja v več spektralnih zaporedjih, nato pa z novo metodo inverzne problematike sklepamo o spektralnih lastnostih. Za razliko od prejšnjih metod je fizične omejitve in regularizacijo, ki izhajajo iz predhodnega znanja, mogoče naravno vključiti kot del postopka reševanja. Ugotavljamo, da se je zvestoba rešitve močno izboljšala v primerjavi s prejšnjimi metodami. Napake so običajno le nekaj km s-1 na velikem IFOV, s širino nekaj sto slikovnih pik in poljubno veliko višino. Te napake niso veliko večje od napak v trenutnih spektroskopskih instrumentih z režami z omejenim IFOV. Nadaljnja korist je, da je mogoče delovanje instrumentov, ki kandidirajo, optimizirati za posebne znanstvene cilje. To dokažemo z izpeljavo optimalnih vrednosti za spektralno disperzijo in razmerje signal / šum.


Kakšna je reža in reža na instrumentu EIS (EUV Imaging Spectrometer) pri Hinode? - astronomija


O. Steiner: Majhna zgradba v mirni sončni atmosferi.
Avtor (ji) povzetka: Steiner, O. (1)
Institucija (-e): (1) Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik
Seja: Magnetno strukturiranje Sonca izpod fotosfere skozi korono

Z vedno večjo prostorsko ločljivostjo zaradi večjih teleskopskih odprtin, močnejše prilagodljive optike, izpopolnjenih tehnik za obnovo slik in opazovanj iz vesolja in stratosfere je vedno bolj vidna podstruktura tihe sončne atmosfere. Hkrati so tridimenzionalne simulacije MHD postale številčnejše in dodelane v prostorski ločljivosti, upoštevana pa je tudi večja raznolikost začetnih in mejnih pogojev. Magnetokonvekcijske simulacije se zdaj uporabljajo tudi za izvajanje numeričnih poskusov, usmerjenih na določene procese, kot so pretvorba valovnih načinov ali širjenje potresnih valov.
Zadnje zanimanje se nanaša na vrtinčne tokove. S sledenjem značilnosti in spektroskopskimi opazovanji v fotosferi in kromosferi so bili odkriti podpisi različnih vertikalnih tokov. Ta odkritja dopolnjujejo analize numeričnih simulacij, ki vodijo do novih spoznanj in napovedi.
Kar zadeva magnetno polje, so opazovanja s solarnim optičnim teleskopom vesoljskega observatorija Hinode razkrila dele tako imenovanega "skritega" magnetnega pretoka in ga omogočila Zeemanovi polarimetriji. Ugotovljeno je bilo, da magnetno polje tihe sončne atmosfere ni homogeno turbulentno, temveč kaže strukturo v obliki drobnih zank in koncentracij pretoka in da je usmerjeno pretežno v vodoravno smer. Izvor tega polja ostaja zagonetno. Ali vse ustvarja površinski dinamo? V kolikšni meri je sestavljeno iz recikliranega polja propadajočih aktivnih regij? Širjenje magnetoakustičnih valov v tako magnetno zapleteni atmosferi strukturirane atmosfere je šele začelo postajati predmet intenzivnih raziskav. Zdi se, da je pretvorba iz počasnih, pretežno akustičnih valov v hitre, pretežno magnetne valove v bližini površine plazame-beta enotnosti odgovorna za izmerjeno zmanjšanje valovnega časa v magnetnih območjih in za tako imenovano magnetno senco.

F. Hill: Nedavni napredek pri opazovanju pojava magnetnih polj
Avtor (ji) povzetka: Hill, F. (1)
Institucija (-e): (1) Nacionalni sončni observatorij
Seja: Magnetno strukturiranje Sonca izpod fotosfere skozi korono

Helioseizmologija nam omogoča sondiranje pod vidno fotosfero in upanje, da bomo lahko napovedali vedenje površinskega magnetnega polja. Če bi bilo mogoče, bi bile takšne napovedi dragocene za vesoljsko vreme in bi lahko pomagale ublažiti škodljive učinke geomagnetnih neviht na družbo in tehnologijo. V tem predavanju bom predstavil štiri pristope, ki bi lahko privedli do koristnih napovedi. Prva študija uporablja globalno helioseizmologijo za odkrivanje obsežnih conskih in meridionalnih tokov pod površjem, ki so videti tesno povezani z dolgotrajnim vedenjem sončnega cikla. Druga študija uporablja lokalno helioseizmologijo za opazovanje časovnega razvoja vrtinčenja pod aktivnimi regijami in s tem povezane rakete. Tretja študija uporablja akustično holografijo za odkrivanje aktivnih regij, ki se pojavijo na sončni strani, kar lahko primerjamo z opažanji STEREO. Zadnja raziskava uporablja lokalno helioseizmologijo za odkrivanje sprememb vertikalne hitrosti in časa potovanja v načinu p, povezanih z aktivnimi regijami, preden se pojavijo na sončni površini. Predstavljeno bo trenutno stanje in možnosti teh metod.

R. Ishikawa: Lastnosti prehodnih vodoravnih magnetnih polj vplivajo na izvor magnetizma tihega sonca
Avtor (ji) povzetka: Ishikawa, R. (1)
Institucija (-e): (1) Javni astronomski observatorij
Seja: Magnetno strukturiranje Sonca izpod fotosfere skozi korono

Izvor in razvoj magnetnih polj tihega Sonca nista dobro razumljena. Hinode / SOT z visoko prostorsko ločljivostjo in visoko polarizacijsko občutljivostjo razkriva, da je v območju internetne mreže veliko prehodnih vodoravnih magnetnih polj, in nam daje nov vpogled v boljše razumevanje magnetizma tihega sonca. Z izkoriščanjem podatkov SOT s skrbno obdelavo fotonskega šuma razkrijemo zagonetne lastnosti teh vodoravnih magnetnih polj, kot so življenjska doba, velikost, položaj zrnate strukture, stopnja pojavnosti, tridimenzionalna struktura itd. Če primerjamo lastnosti teh vodoravnih polj med mirnim Soncem in območjem plage, ugotovimo, da jih ustvari lokalni dinamski postopek zaradi zrnastega konvekcijskega gibanja.Poleg tega razširimo področje uporabe, da na enoten način pojasnimo izvor in lastnosti magnetnih polj, tako navpičnih kot vodoravnih, in razkrijemo jasno pozicijsko povezavo med navpičnim in vodoravnim magnetnim poljem. Raziskujemo tudi povezavo teh magnetnih polj z mezo- in super-granulacijami. Na podlagi rezultatov opazovanja domnevamo, da magnetna polja medmrežne mreže nastanejo z nastankom majhnih vodoravnih magnetnih polj z bipolarnimi točkami, navpična magnetna polja stopnic pa advetira supergranularni tok in sčasoma tvorijo mrežna polja.

R. Casini: Magnetna diagnostika kromosfere tihega sonca
Avtor (ji) povzetka: Casini, R (1)
Institucija (-e): (1) HAO
Seja: Magnetno strukturiranje Sonca izpod fotosfere skozi korono

To desetletje bo ponudilo izjemne nove priložnosti za poglobljeno razumevanje magnetizma Sonca. Oba zemeljska in vesoljska instrumenta, ki se trenutno razvijata (ATST, EST, Solar-C), sta posebej zasnovana za zagotavljanje spektro-polarimetričnih podatkov brez primere. Prostorske in časovne ločljivosti, ki jih ponujajo ti instrumenti, bodo zadostne za doseganje kritičnih opazovanj, ki lahko realno omejijo sofisticirane modele časovno spremenljive sončne atmosfere, ki se prav tako razvijajo v tem času. Zlasti magnetna diagnostika kromosfere tihega sonca predstavlja naslednji velik izziv, da bi svojo sliko magnetizma Sonca premostili iz globokih plasti fotosfere v spodnjo sončno korono. V tem pogovoru se osredotočamo na identifikacijo ciljnih spektralnih linij v sončni kromosferi, magnetne režime, ki bi jih lahko razkrili, in diagnostična orodja, potrebna za njihovo razlago.

S. Kamio: Kvantitativna študija mikroplak
Avtor (ji) povzetka: Kamio, S. (1)
Institucija (-e): (1) MPS
Seja: Prenos in odvajanje energije skozi sončno atmosfero in v heliosfero

Microflares so majhna prehodna posvetlitve v koroni, ki jih pogosto opazimo pri rentgenskem slikanju in EUV. Čeprav je obseg drugačen, imajo skupne značilnosti z običajnimi raketami v aktivnih regijah. Ena od prednosti preučevanja teh majhnih dogodkov je, da jih pogosto opazujemo in kažejo preprosto strukturo. Najprej pregledamo lastnosti mikrofrekvenc, ki jih opazujejo rentgenski in EUV teleskopi. Predstavljamo tudi časovni razvoj bliskovitih svetlih točk, ki sta jih zajela EIS in XRT. Krivulje svetlobe pri različnih temperaturah si lahko razlagamo kot hlajenje majhnih zank. Koronalni curki in zatemnitve, povezani s svetlimi točkami, odražajo strukture magnetnega polja v okolici.

R. Kitai: Ellermanova bomba kot manifestacija kromosferske aktivnosti lestvice
Avtor (ji) povzetka: Kitai, R. (1)
Institucija (-e): (1) Observatoriji Kwasan in Hida, Univerza v Kjotu
Seja: Prenos in odvajanje energije skozi sončno atmosfero in v heliosfero

Od svojih ugotovitev leta 1917 so bile bombe Ellerman proučevane kot ena od kromosferskih dejavnosti majhnega obsega v aktivnih regijah. Ker so njihovi široki profili emisij H-alfa podobni profilom jeder, se domneva, da te bombe poganja podoben mehanizem kot solare. Vendar pa atmosferska struktura in dinamično stanje te drobne lestvice z opazovanjem zaradi zemeljske degradacije pri zemeljskih opazovanjih ni bilo očitno. Nedavni instrumentalni razvoj pri zemeljskih in vesoljskih opazovanjih, kot je SOT / Hinode, je znatno izboljšal naše razumevanje magnetohidrodinamičnih stanj v Ellermanovih bombah. S spektroskopskimi in monokromatskimi slikovnimi opazovanji imamo zdaj stališče, da se Ellermanove bombe poganjajo s prekinitvami magnetne ponovne povezave v zgornji fotosferi ali v spodnji kromosferi. V tem prispevku bomo podali pregled naše študije in sedanje razumevanje bomb Ellerman.

M. Carlsson: Modeliranje sončne kromosfere
Avtor (ji) povzetka: Carlsson, M, (1), Hansteen, V. H. (1), Gudiksen, B. V. (1)
Institucija (-e): (1) Inštitut za teoretično astrofiziko Univerze v Oslu
Seja: Prenos in odvajanje energije skozi sončno atmosfero in v heliosfero

Zagonetna kromosfera je prehod med sončno površino in eruptivno zunanjo sončno atmosfero. Kromosfera skriva in omejuje procese obremenitve mase in energije, ki določajo ogrevanje korone, pospešek in sestavo sončnega vetra ter energijo in sprožitev izbruhov sonca. Kljub pomembnosti je kromosfera nedvomno najmanj razumljeno področje sončne fizike. Vse naenkrat predstavlja prehod iz optično debelega v tanko uhajanje sevanja, iz plinskega tlaka v dominacijo magnetnega tlaka, iz nevtralnega v ionizirano stanje, iz MHD v fiziko plazme in iz skoraj ravnotežnih pogojev (& quotLTE & quot) v neravnovesne pogoje . Njegova fizika je tako zapletena, da tradicionalne metode, ki se opirajo na analitično analizo ali poenostavljene mehanizme, ne delujejo. Popolnoma je postalo jasno, da lahko samo numerična simulacija ab-initio, ki temelji na istih temeljnih nelinearnih fizikalnih enačbah, ki jih upošteva Sonce in je izrecno spremljana z dovolj globoko naknadno analizo dogajanja v posamezni simulaciji, lahko prinese fizični vpogled, da bi razumeli, kako kromosfera deluje. Tu poročamo o nedavnih rezultatih takšnih numeričnih simulacij s kodo Bifrost. Enačbe 3D sevanja MHD so rešene za računsko območje, ki se razteza od konvekcijskega območja do korone za različne začetne konfiguracije magnetnega polja. Vključujemo prevodnost vzdolž linij magnetnega polja, optično tanke sevalne izgube v koroni, ne-LTE sevalne izgube v kromosferi, ogrevanje od dohodnega sevanja iz korone in polni sevalni prenos, vključno s sipanjem v fotosferi. Obravnavani so tudi učinki vodikove ionizacijske bilance, ki ni v ravnovesju.

A. Winebarger: Magnetno zaprta korona: pregled delavnice Coronal Loops
Avtor (ji) povzetka: Winebarger, A.R. (1)
Institucija (-e): (1) NASA / MSFC
Seja: Prenos in odvajanje energije skozi sončno atmosfero in v heliosfero

Koronalne zanke so magnetno zaprte strukture, ki usmerjajo tok vroče plazme v sončni atmosferi. Opazovalne lastnosti zank, vključno z njihovo življenjsko dobo, razvojem in temperaturo, kažejo na to, da obstajajo različni razredi zank in da imajo različni razredi različno velikost ogrevanja in časovni razpon. Razredi zank so lahko povezani z dolžino zanke in jakostjo magnetnega polja, pri čemer so krajše zanke, povezane z močnejšim magnetnim poljem, bolj vroče in bolj stabilne kot daljše zanke, povezane s šibkejšim poljem. Veliko smo si prizadevali za modeliranje opazovalnih lastnosti zank z 1-D in 3-D hidrodinamičnimi modeli in 3-D magneto-hidrodinamičnimi modeli, vendar noben model ni mogel dobro reproducirati vseh opažanj. V tem predavanju bom pregledal najnovejša opažanja, simulacije in teoretične modele koronalnih zank, predstavljene na delavnici Pete koronalne zanke, ki je bila junija 2011 v Palmi Mallorci v Španiji.

M. Zhang: Izlivi koronalne mase kot posledica kopičenja magnetne spiralnosti
Avtor (ji) povzetka: Zhang, M. (1)
Institucija (-e): (1) Nacionalni astronomski observatorij Kitajske
Seja: Nestabilnosti, prehodne razmere in izbruhi

Izlivi koronalne mase (CME) so glavna oblika sončnih aktivnosti. CME odnese telo plazme iz nizke korone v sončni veter in moti vesoljni prostor, če je CME usmerjen proti zemlji. Tu povzemamo svoja razumevanja in argumente, ki nas vodijo do zaključka, da so CME neizogibni produkti kopičenja magnetne vijačnosti v koroni. Naša študija postavlja nastanek vrvi z magnetnim tokom in izbruh CME kot naravne rezultate evolucije sončnega korona. Naša študija daje tudi vpogled v opažene povezave CME z magnetnimi značilnostmi pri izvoru sončne površine.

L. Fletcher: Sončni vžig: sproščanje energije, transport in sevanje
Avtor (ji) povzetka: Fletcher, L. (1)
Institucija (-e): (1) Šola za fiziko in astronomijo, Univerza v Glasgowu
Seja: Nestabilnosti, prehodne razmere in izbruhi

Prosta magnetna energija v plamteči aktivni regiji se gradi v časovnih okvirih več ur do dni in se shranjuje v velikih prostorskih lestvicah. Med hitrim prestrukturiranjem polja se sprosti v bistveno krajših časovnih okvirih in se v impulzni fazi vžigalne faze pretvori predvsem v kinetično energijo netermičnih delcev in kromosferskega sevanja. Z opazovanjem določene lastnosti sončnih žarkov, kot so splošni proračun energije in porazdelitev v prostoru, čas in energija sevanja, so se v zadnjem ciklu izjemno izboljšale. To je omogočilo natančno diagnostiko plamenske plazme in netermičnih delcev, ki je pripomoglo k novemu teoretičnemu modeliranju. Teoretični izzivi pri razumevanju tega procesa so precejšnji, vključujejo MHD in kinetične procese, ki delujejo v okolju, ki še zdaleč ni ravnovesno, a napredek je že dosežen. Nova opažanja so prinesla tudi nekaj izzivov dolgoletnim modelom sproščanja in prenosa energije. Ta pogovor bo pregledal nedavni opazovalni in teoretični razvoj sončnega izbruha ter izpostavil nekatera pomembna vprašanja za prihodnost.

S. Tsuneta: Misija Solar-C s Solar-D na obzorju
Avtor (ji) povzetka: Tsuneta, S. (1), JAXA Solar-C WG (2)
Institucija (-e): (1) NAOJ, (2) ISAS / JAXA
Seja: Prihodnje potrebe - opazovalne, teoretične in računske

Namen misije Solar-C je razkriti magnetno in plazemsko strukturo celotne sončne atmosfere iz fotosfere skozi korono ter razumeti mehanizme kromosferskega in koronalnega ogrevanja / dinamike in pospeševanja sončnega vetra kot sistema. Po našem razumevanju imajo majhni procesi, povezani z valovi, sunki in ponovnim povezovanjem, pomembno vlogo pri globalnih pojavih Sonca in heliosfere.
Naš pristop k uresničevanju tega znanstvenega cilja je slikovna spektroskopija visoke ločljivosti za celotno sončno atmosfero brez vrzeli v temperaturni pokritosti, kjer lahko plazma uide zaznavanju zaradi pomanjkanja instrumentalne občutljivosti. Hinode je jasno pokazal, da je kombinacija visoke prostorske ločljivosti in spektroskopije (vključno s spektro-polarimetrijo) ključnega pomena tako v fotosferi kot v koroni. Inštrumenti slamnika za satelit Solar-C vključujejo večji teleskop vidne svetlobe, ki pridobi magnetne in hitrostne zemljevide za kromosfero in fotosfero, visokozmogljivi UV-slikarski spektrometer, ki pokriva kromosfero skozi korono, in rentgenski / EUV slikovni spektrometer. Trije inštrumenti bodo brez pokrova pokrivali fotosfero skozi korono. Tako široka spektroskopska pokritost z visoko ločljivostjo ni na voljo pri nobeni dosedanji misiji. Za instrumente Solar-C je značilna visoka prostorska in spektralna ločljivost, velika prepustnost, široka temperaturna pokritost in visoka časovna ločljivost, boljša od obstoječih misij.
Zdaj je na voljo začasno poročilo misije. Dokument opisuje trenutno stanje razvoja koncepta misije Solar-C. Ko bo program napredoval, bomo še naprej prosili za nove ideje in izboljšave v opredelitvah misij, zlasti od kolegov zunaj Japonske. Zavedamo se, da bo Solar-C realiziran le z navdušenim sodelovanjem NASA-e in ESA-e v vseh fazah njegovega razvoja, od idejne zasnove instrumentov, njihove konstrukcije in znanstvenega delovanja misije Solar-C.
Ker je načrt A za našo prihodnost tako pomemben kot Solar-C in bo treba dolgo časa, da bomo pripravljeni na eno misijo, želimo nadaljevati aktivnosti za načrt A kot program Solar-D. To vključuje pripravo misije SODBINA (PI: dr. Y. Kawakatsu, [email protected], Oddelek za vesoljske sisteme in astronavtiko, ISAS / JAXA) za majhno satelitsko objavo priložnosti, ki jo je mogoče pričakovati leta 2012: v bistvu gre za tehnološki demonstracijski satelit za velik ionski motor, ultralahko sončno veslo, avtonomno delovanje na krovu ter napredno zasnovo in nadzor orbite, ki se uporabljajo v programu Solar-D. V načrtu je začeti DESTINY do L2 v časovnem okviru 2016-2017. Vzporedno z razvojem Solar-C lahko ISAS / JAXA dodeli nekaj sredstev za vodenje osnovnega razvojnega programa za misijo Solar-D.

B. De Pontieu: Spektrograf za slikovno območje vmesnikov (IRIS) NASA SMEX
Avtor (ji) povzetka: De Pontieu, B. (1), Naslov, A. (1), Lemen, J. (1), Schrijver, C. J. (1), Tarbell, T. D. (1), Wuelser, J.-P. (1), Golub, L. (2), Kankelborg, C. (3), Carlsson, M. (4), Hansteen, V. (4)
Institucija (-e): (1) Laboratorij za astrofiziko Lockheed Martin Solar & amp, Palo Alto, CA, (2), Harvard Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, MA, (3), Montana State University, Bozeman, MT, (4) Institute of Theoretical Astrophysics, Univerza v Oslu, Norveška
Seja: Prihodnje potrebe - opazovalne, teoretične in računske

Sončna kromosfera in prehodno območje (TR) tvorita visoko strukturirano in dinamično območje vmesnika med fotosfero in korono. Ta regija ne deluje le kot vodnik za vso maso in energijo, ki se dovaja v korono in sončni veter, temveč potrebuje za velikost več energije za ogrevanje kot korona. Kljub temu kromosfera ostaja slabo razumljena zaradi zapletenosti potrebnih opazovalnih in analitičnih orodij: območje vmesnika je zelo zapleteno s prehodi od optično debelega do optično tankega sevanja, od tlaka do prevlade magnetnega polja in velike gostote in temperaturnih kontrastov na majhne prostorske lestvice. Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS) je bil izbran za misijo NASA SMEX leta 2009 in naj bi se začel decembra 2012. IRIS obravnava kritična vprašanja: (1) Katere vrste netermalne energije prevladujejo v kromosferi in širše? (2) Kako kromosfera uravnava dovajanje mase in energije v korono in heliosfero? (3) Kako se magnetni tok in snov dvigneta skozi nižjo atmosfero in kakšno vlogo ima nastanek toka pri izbruhih in izbruhih mase? Ta vprašanja obravnava spektrometer za slikanje blizu in daleč od UV-svetlobe z visoko ločljivostjo, občutljiv na emisije iz plazme pri temperaturah med 5000 K in 10 MK. IRIS ima vidno polje 120 ločnih sekund, prostorsko ločljivost 0,4 ločnih sekund in hitrost 0,5 km / s. Preiskava IRIS vključuje močno komponento numeričnega modeliranja, ki temelji na naprednih sevalnih MHD kodah za lažjo razlago opazovanj. Izpostavili bomo nekaj vprašanj, ki naj bi jih IRIS pomagal rešiti, opisali instrumentacijo IRIS in numerično modeliranje ter predstavili stanje razvoja observatorija IRIS.

P. Testa: Sončna in zvezdna rentgenska aktivnost ter sončno-zvezdna povezava
Avtor (ji) povzetka: Testa, P. (1)
Institucija (-e): (1) Harvard-Smithsonian Center za astrofiziko
Seja: Solarno-zvezdne povezave

Magnetno aktivnost, podobno sončni, opažamo pri soncu podobnih zvezdah. Korona našega Sonca je do danes edina zvezdna korona, ki jo je mogoče prostorsko razrešiti in preučiti z visoko stopnjo podrobnosti, zato se pogosto uporablja kot paradigma za razlago rentgenske aktivnosti drugih podobnih soncem. zvezde. Po drugi strani nam zvezdna astrofizika omogoča, da Sonce postavimo v splošnejši zvezdni kontekst in nam z dostopom do širokega nabora zvezdnih parametrov (npr. masa, starost, obdobje vrtenja, večkratnost) omogoča raziskati značilnosti dinamskih mehanizmov v zelo različnih režimih in posledične razlike v lastnostih koronalne emisije. Razpravljal bom o nedavnem napredku in odprtih vprašanjih v zvezi z našim razumevanjem Sonca kot zvezde in tem, kako daleč se sončna analogija lahko razširi na druge zvezde, s posebnim poudarkom na rentgenski emisiji sonca in drugih zvezd, ciklih aktivnosti, soncu in soncu. zvezdni vžigi in kemijsko frakcioniranje v zvezdnih zunanjih atmosferah.

Prispevki iz pogovorov

P. Antolin: Deževen dan na Soncu
Avtor (ji) povzetka: Antolin, P. (1), Rouppe van der Voort, L. (1), Verwichte, E. (1)
Institucija (-e): (1) Inštitut za teoretično astrofiziko Univerze v Oslu
Seja: Magnetno strukturiranje Sonca izpod fotosfere skozi korono

Koronalni dež, opažen v hladnih kromosferskih linijah, kot sta Hα ali Ca II H, ustreza hladni in gosti plazmi, ki pada s koronalnih višin. Šteje se prej kot poseben sporadičen pojav aktivnih regij, od njegovega odkritja pred več kot 40 leti ni bil deležen velike pozornosti. Kljub temu se je v zadnjem času pokazalo, da med tem pojavom in mehanizmom koronalnega ogrevanja obstaja tesna povezava. Numerične simulacije so dejansko pokazale, da je ta pojav najverjetneje posledica izgube toplotnega ravnovesja, ki izhaja iz ogrevalnega mehanizma, ki deluje večinoma proti točkam zank. V tem delu prikazujemo pomembno vlogo, ki jo lahko igra pri razumevanju koronalnega magnetnega polja. Začnemo s predstavitvijo opazovanj Hinode / SOT v liniji Ca II H, kjer kronski dež dokazuje medfazna prečna nihanja več pramenov podobnih struktur v zanki. Ocene koronalnega magnetnega polja in energijskega toka valov so podane s pomočjo helioseizmoloških tehnik. Nato predstavimo prva spektroskopska opazovanja koronalnega dežja z visoko ločljivostjo z visoko valovno dolžino, ki jih izvaja instrument CRISP na švedskem sončnem teleskopu. Opazimo, da se kondenzati, ki sestavljajo koronalni dež, podaljšajo in ločijo, ko padejo do tako majhnih vrednosti, kot je mejna ločljivost difrakcije SST. Pri tej ločljivosti opazimo, da koronalni dež dobesedno napada celotno vidno polje, kar pomeni, da je kronski dež lahko pogost pojav in je zato toplotna neravnovesja pomembna za koronalno ogrevanje. Dobljen je velik statistični niz, v katerem se izpeljejo temperature in dinamika kondenzacij. Hkratna opazovanja, pridobljena s SDO, dajejo komplementarno sliko korone v okolju in tako omogočajo nadaljnji vpogled v lokalne in globalne fizične razmere.

H. He: Kvantitativne analize 3-D koronalnih magnetnih polj, povezanih z vžigom X3.4 v sončno aktivnem območju NOAA 10930
Avtor (ji) povzetka: He, Han (1), Wang, Huaning (1), Yan, Yihua (1)
Institucija (-e): (1) Nacionalni astronomski observatoriji, Kitajska akademija znanosti, Peking, Kitajska.
Seja: Magnetno strukturiranje Sonca izpod fotosfere skozi korono

Dogajanje X3.4 v sončnem aktivnem območju NOAA 10930 se je zgodilo 13. decembra 2006, ki ga je zajelo veliko vesoljskih in zemeljskih teleskopov. Na podlagi modela nelinearnega polja brez prostega polja (NLFFF) in fotosfernih vektorskih magnetogramov, pridobljenih s Spektro-Polarimetom (SP) Sončevega optičnega teleskopa (SOT) na krovu satelita Hinode, so bile 3D-porazdelitve koronalnega magnetnega polja NOAA 10930 pred in po izbruhu izbruha X3.4 so bili izračunani z uporabo računske sheme integracije navzgor meje integralne enačbe neposredne meje (DBIE) NLFFF ekstrapolacije (He in Wang, 2008 He et al., 2011). Za analizo razvoja časovnih vrst 3D-koronalnih magnetnih struktur je bilo za modeliranje NLFFF izbranih šest magnetogramov v časovnem intervalu 25 ur, trije za predpožar in tri za izbruh. Projekcijski učinek v fotosfernih vektorskih magnetogramih je bil popravljen pred izračuni ekstrapolacije, popravljeni magnetogrami pa so bili poravnani in obrezani v enakomerno vidno polje 300 "x 160" (FOV). Lestvica pikslov izračunanih 3-D koronalnih magnetnih polj je 1 & quot / piksel. Kvantitativne analize 3-D koronalnih magnetnih polj, povezanih z vžigom X3.4, kažejo, da: (1) V spodnjih plasteh korone obstaja magnetna povezljivost tik pred izbruhom izbruha, smer povezave je vzporedna v smer inverzne črte polarnosti (PIL) v fotosfernih magnetogramih. Ta povezava je popolnoma izklopljena in ločena po izbruhu izbruha. (2) Skupna magnetna energija, ki se ohrani v modelirnem volumnu korone, se po izbruhu izbruha izjemno zmanjša, velikost magnetne izgube pa znaša 10 ^ <32> $ erg. S primerjavo tridimenzionalnih porazdelitev gostote magnetne energije pred in po izbruhu izbruha je bilo ugotovljeno, da se območje zmanjšanja gostote magnetne energije nahaja v sorazmerno višjih plasteh korone, in območje projekcije območja zmanjšanja gostote energije na sončna površina sovpada z lokacijo izbruha izbruha.

T. Shimizu: predhodnik tvorbe penumralne pege na soncu, odkrit z opazovanji Hinode SOT
Avtor (ji) povzetka: Shimizu, T. (1), Ichimoto, K. (2), Suematsu, Y. (3)
Institucija (-e): (1) ISAS / JAXA, Japonska, (2) Univerza Kjoto, Japonska, (3) NAOJ, Japonska
Seja: Magnetno strukturiranje Sonca izpod fotosfere skozi korono

Nastajanje sončne pege in obdobje pred njenim trenutkom je slabo razumljeno zaradi pomanjkanja visoke ločljivosti, stalnih opazovanj v zgodnji fazi nastanka sončnih peg. Zlasti o trenutkih nastanka penumbre so poročali le v nekaj člankih (Leka & amp Skumanich 1998, Yang et al. 2003, Schlichenmaier et al. 2010), ker je tvorba penumbre hiter pojav.
Uspeli smo neprekinjeno spremljati razvoj nastajajoče pretočne regije med 30. in 31. decembrom 2009 z magnetogramom Hinode SOT in opazovanji Ca II H. Opazovanja zajemajo od začetka vzpona do nastanka velikega dobro razvitega para sončnih peg, vključno z momentom penumralne tvorbe. Odkrili smo izjemno temno obročasto strukturo (3-5 lokov v radialni smeri), ki je obkrožala mesto v Ca II H, ki se je pojavilo kmalu po nastanku por in obstajalo vse do pojava penumbre na fotosferi. Magnetni signal je v obroču dokaj šibek. Omrežni tok je že obstajal, preden je bil tok (enaka polarnost s sončno pego) pometen na zunanjo mejo obroča in je držal 3-5 ločnih razdalj od pore (umbra), čeprav se je umbra počasi premikala navzven tok se je pojavil. Na koncu je bila oblikovana penumbra, ki je zapolnila obročasto regijo.
Kaj je ta obroč Ca II H pred penumralno tvorbo? Popolnoma se razlikuje od jarka, pri katerem se premikajoče magnetne značilnosti premikajo navzven v radialni smeri. Obroč je dobro viden na kromosferskih slikah Ca II H, medtem ko so običajne granule vidne samo na fotosfernih slikah G-pasu. Ugotavljamo, da je struktura krošnje že oblikovana okoli umbre na nivoju kromosfere, veliko pred nastankom penumbre na ravni fotosfere. Magnetni tlak konstrukcije nadstreška lahko deluje tako, da ohranja razdaljo 3-5 lokov od že obstoječih elementov omrežja. Izjemna struktura obroča Ca II H je torej kromosferski predhodnik tvorbe penumbra in s to & quot; predhodno kromosfersko penumbro & quot; lahko predvidimo velikost in površino, na kateri bo penusbra oblikovana v fotosferi.

S. Tiwari: 3D magnetna, toplotna in hitrostna struktura sončne pege, kot jo opazujemo s Hinode (SOT / SP)
Avtor (ji) povzetka: Tiwari, S. K. (1), Lagg, A. (1), Solanki, S. K. (1)
Institucija (-e): (1) Inštitut Max-Planck za raziskave sončnega sistema, Katlenburg-Lindau, 37191, Nemčija
Seja: Magnetno strukturiranje Sonca izpod fotosfere skozi korono

Tridimenzionalna (3D) struktura sončnih peg je bila v zadnjih dveh desetletjih temeljito proučevana z uporabo naprednih inverzijskih kod na polarimetričnih opazovanjih. Zanesljive inverzije polarimetričnih opazovanj, odvisne od višine, so bistvenega pomena za razumevanje tridimenzionalne magnetne, toplotne in hitrostne strukture sončnih peg. Izvedemo tako inverzijo celotne sončne pege, da pridobimo magnetne, toplotne in hitrostne parametre v treh dimenzijah. Spektro-polarimetrična opazovanja sončne pege, NOAA AR 10933, so bila posneta iz SOT / SP na vesoljskem plovilu Hinode. Sončno pego smo opazili v središču sončnega diska med običajnim načinom skeniranja SOT / SP. Z inverzijsko kodo SPINOR smo dobili višinsko stratifikacijo vektorja magnetnega polja, temperature in hitrosti po celotni umbri in penumbri. Inverzija je optimizirana tako, da dobi najboljše rešitve za umbro (vključno s pikničnimi pikami, svetlobnimi mostički in temnim ozadjem), penumbro (vključno s temnimi in svetlimi fibrilami) in mirno sonce. Tu predstavljamo nekatere od teh rezultatov, dobljenih na različnih optičnih globinah. Odlični podatki Hinode / SOT / SP omogočajo sočasno določanje 3D obsežne in 3D fine strukture. Prostorsko povprečena jakost magnetnega polja narašča z globino v umbri in notranji penumbri, v zunanji pa. Naklon polja je skoraj konstanten z globino v umbri in notranji penumbri in narašča, ko gremo proti zunanji penumbri. Temperatura kaže na pričakovano vedenje: povečuje se z globino, naklon pa je znatno ravnejši v prečniku, kar se dobro ujema z atmosferskimi atmosferskimi atmosferami iz literature. Z naraščajočo globino se opažajo pretoki v notranji penumbri in odtoki v zunanji. Azimut kaže globalni zasuk, ki narašča navzven od središča točke. Poleg tega dobimo tudi fino strukturo lestvice v umbri in penumbri kot funkcijo globine.

A. Ortiz: Opazovanja nadzvočnih pretokov v porah
Avtor (ji) povzetka: A. Ortiz (1), L. Bellot Rubio (2) in amp L. Rouppe van der Voort (1)
Institucija (-e): (1) Inštitut za teoretično astrofiziko, Univerza v Oslu, Norveška, (2) Institut Astrofisica de Andalucia-CSIC, Španija
Seja: Magnetno strukturiranje Sonca izpod fotosfere skozi korono

Raziskovali smo polje hitrosti por pri ločljivosti 0,14 & rdquo. Naša analiza temelji na popolnih Stokesovih spektrolarimetričnih meritvah, izvedenih z instrumentom CRISP na švedskem 1 m sončnem teleskopu. Na nekaterih delih robov por najdemo lokalizirane zaplate nadzvočnih odtokov, katerih hitrosti dosežejo do 7-8 km / s. Hitrosti in magnetne lastnosti teh regij smo določili iz dvokomponentne Stokesove inverzije fotosfernih linij Fe I pri 630 nm. Opazovanja so združljiva z nagnjenimi magnetnimi polji, ki vsebujejo močne odtoke nad običajnim vzorcem granulacije brez polja. Poleg tega smo opravili popolne Stokesove spektrolarimetrične meritve v liniji Ca II 854,2 nm s kadenco 1 minute. Ta opazovanja razkrivajo prisotnost zelo močnih kromosferskih odtokov na položaju fotosferskih nadzvočnih tokov. Nekateri med njimi kažejo osvetlitev na osrednjih slikah Ca 854,2 nm in Ca II H.

A. Savcheva: Prederupcijsko vedenje XRT Sigmoid - NLFFF modeli in simulacija MHD.
Avtor (ji) povzetka: Savcheva, A. (1), Pariat, E. (1), DeLuca, E. (1), van Ballegooijen, A. (1), Aulanier, G. (1)
Institucija (-e): (1) Bostonska univerza
Seja: Magnetno strukturiranje Sonca izpod fotosfere skozi korono

Znano je, da so sigmoidna območja odlična mesta za shranjevanje proste magnetne energije, ki jo lahko kasneje sprostijo v izbruhu ali CME. Za polje sigmoida so značilna močno strižena in zvita magnetna polja, ki jih zadržuje potencialna arkada. Predstavljamo topološko analizo strukture magnetnega polja 3D sigmoida, opažene s Hinode / XRT februarja 2007. Polje izhaja iz modela nelinearne proste datoteke (NLFFF), ki temelji na metodi vstavljanja fluksne vrvi. Rezultate modela NLFFF primerjamo z dinamično MHD simulacijo Aulanierja na al. (2010). Primerjava temelji na kartah navideznega separatričnega sloja in trenutnih porazdelitvah. Opozarjamo na podobnosti v strukturi poljske črte. Razpravljamo o posledicah opaženega odmika pretoka in pogojih za nestabilnost torusa, ki jih opazimo tako v modelu NLFFF kot v simulaciji MHD. Pokažemo prisotnost cevi s hiperboličnim pretokom na mestu izbruha. Vse navedeno kaže na eno samo skladno sliko o obnašanju tega sigmoida pred izbruhom, ki je prikazana tudi v simulaciji MHD.

S. Toriumi: Numerična simulacija in analiza magnetograma SOT na majhnih magnetnih elementih na območju sončnega nastajajočega pretoka
Avtor (ji) povzetka: (!) Toriumi, S., (1) Yokoyama, T.
Institucija (-e): (1) Univerza v Tokiu
Seja: Magnetno strukturiranje Sonca izpod fotosfere skozi korono

Menijo, da sončna aktivna območja tvorijo dvigovanja pretočnih cevi iz konvekcijskega območja. V tej študiji želimo z numerično simulacijo in opazovanjem Hinode / SOT ugotoviti pojav toka iz notranjosti v ozračje skozi površino. Najprej smo izvedli tridimenzionalno simulacijo magnetohidrodinamike (MHD) na vzponu pretočne cevi iz -20.000 km konvektivne plasti. Začetna cev ima poljsko jakost 2,0x10 4 G, skupni pretok 6,3x10 20 Mx in zasuk 5,0x10 -4 km -1. Posledično se dvigajoča cev razširi vstran pod površino in tako ustvari ravno strukturo. Sčasoma se subfotosfersko polje spet dvigne v korono zaradi Parkerjevega načina nestabilnosti magnetne vzgone. Na novo smo ugotovili, da je fotopsrični magnetogram pokazal več dogodkov ločevanja in strižne gibe, kar odraža Parkerjevo nestabilnost subfotosfernega polja. Ta situacija se dobro ujema z modelom Strous & amp Zwaan (1999) & # 039s: vsak pojavni pojav se zgodi v navpičnem listu, medtem ko so listi poravnani vzporedno. Prav tako smo potrdili, da je valovna dolžina pravokotna na ločila (razdalja med navpičnimi ploščami) približno nekajkrat večja od začetnega polmera cevi. Drugič, analizirali smo magnetogram SOT / FG aktivne regije (AR 10926) in ugotovili, da se magnetni elementi majhnega obsega med glavnimi sončnimi pegami poravnajo z določeno usmeritvijo. Ugotovljeno je bilo, da je valovna dolžina pravokotna na poravnave (razdalja med ploščami)

3.000 km. V primerjavi s numeričnimi rezultati domnevamo, da to aktivno območje, ki ga opazuje SOT, ustvarja naraščajoča cev toka s polmerom približno 1000 km v globlji konvekcijski coni.

D. Shiota: Letna sprememba magnetnega polja v polarnih regijah, opažena s Hinode
Avtor (ji) povzetka: Shiota, D. (1), Tsuneta, S. (2), Orozco Suarez, D. (2), Shimojo, M. (3), Sako, N. (4)
Institucija (-e): (1) RIKEN, Wako, Saitama, Japonska, (2) Japonski nacionalni astronomski observatorij, Mitaka, Tokio, Japonska, (3) Observatorij Nobeyama Solar Radio, NAOJ, Nobeyama, Nagano, Japonska (4) Diplomska univerza za napredne Študije, Mitaka, Tokio, Japonska
Seja: Magnetno strukturiranje Sonca izpod fotosfere skozi korono

Magnetna polarnost globalnega magnetnega polja Sonca se spreminja med maksimumom sončnega cikla. Razumevanje razvoja magnetnega polja v polarnem območju je pomembno za sončni dinamoproces, ker se magnetni tok lahko prenaša v notranjost sonca zaradi meridionalnega kroženja sončnega konvekcijskega območja in nato postane seme magnetnega toka v naslednjih solarnih ciklih v nekaterih modeli sončnih dinamov. Da bi bil postopek jasen, smo od septembra 2008. spremljali polarno območje (HOP 81). Raziskovali smo lastnosti fotosfernih magnetnih polj polarnih regij z uporabo podatkov, pridobljenih s spektropolarimeterolom sončnega optičnega teleskopa na krogu satelita Hinode. Vektor magnetnega polja je bil sklepali iz opazovanih Stokesovih profilov, ki uporabljajo Milne-Eddingtonovo inverzijsko kodo. Razrešimo 180-stopinjsko dvoumnost prečnih magnetnih polj ob predpostavki, da je magnetno polje navpično ali vodoravno. Nato smo identificirali vse močne koncentracije magnetnega pretoka, opažene v vidnem polju, in raziskali spreminjanje njihovih magnetnih lastnosti s sončnim ciklom. Glavni prispevki bodo povzeti v tem prispevku. Med njimi smo ugotovili, da obstajajo velike razlike pri porazdelitvi elementov navpičnega magnetnega pretoka v severnopolarnem območju s sončnim ciklom. V južnem polarnem območju so razlike bolj gladke.

K. Otsuji: Statistična študija o naravi sončnega pretoka
Avtor (ji) povzetka: Otsuji, K. (1), Kitai, R. (2), Ichimoto, K. (2), Shibata, K (2)
Institucija (-e): (1) Japonski astronomski observatorij, (2) Observatorij Kwasan in Hida, Univerza v Kjotu
Seja: Magnetno strukturiranje Sonca izpod fotosfere skozi korono

Proučevali smo 101 pojav nastajanja pretoka, od majhnih kratkotrajnih regij do velikih nastajajočih pretočnih regij, ki smo jih opazovali s filtrirnim optičnim teleskopom Hinode. Raziskovali smo, kako celotni magnetni tok pojava pojava nadzoruje naravo vzpona. Za določitev načinov pojavov so bila z lokalnim korelacijskim sledenjem izmerjena vodoravna polja hitrosti globalnega gibanja magnetnih zaplat na mestih, ki nastajajo v toku. Med dvema glavnima polaritetama velikih nastajajočih pretočnih regij z več kot približno 2x10 19 Mx so potekali konvergentni tokovi magnetnih zaplat proti polarnosti. Po drugi strani pa majhne prehodne regije niso pokazale konvergentnega toka, temveč preprost vzorec razhajanja. Ko smo preučili podrobne značilnosti nastajajočih mest, ne glede na skupni pretok in prostorsko velikost, smo opazili, da so vsi pojavni dogodki sestavljeni iz ene ali več osnovnih enot vzpona. Tipična velikost enotnega vzpona je 4 Mm in je skladna z rezultati simulacije. Iz statistične študije pojavov pretoka je bilo ugotovljeno, da največja prostorska razdalja med dvema glavnima polaritetama, stopnja rasti magnetnega pretoka in povprečna hitrost ločevanja sledijo potenčne funkcije celotnega magnetnega pretoka z indeksi 0,27, 0,57 oziroma -0,16. Iz razprave o opazovanih razmerjih moči in zakona smo dobili fizični pogled na pojav sončnega pretoka, da nastajajoča magnetna polja plavajo in se razvijajo uravnoteženo v okoliško turbulentno atmosfero.

A. Munoz-Jaramillo: Polarne fakule: proxy za razvoj sončnega polarnega polja v zadnjih 100 letih
Avtor (ji) povzetka: Munoz-Jaramillo, A. (1), DeLuca, E. (1)
Institucija (-e): (1) Harvard-Smithsonian Center za astrofiziko
Seja: Magnetno strukturiranje Sonca izpod fotosfere skozi korono

Sončni cikel poleg svoje povprečne 11-letne periodičnosti predstavlja tudi dolgoročno modulacijo njegove amplitude in obdobja, ki ostajata slabo razumljena. Vendar pa je razumevanje mehanizmov teh sprememb postalo pomembnejše, saj si prizadevamo bolj ločiti vlogo sončne spremenljivosti na podnebje in napovedati lastnosti sončnega cikla. Na žalost je poleg lastnosti sončnih peg zelo malo naborov podatkov, ki bi zajemali časovne okvire, potrebne za razumeti dolgoročno spremenljivost sonca. Tu pokažemo, kako lahko to pomanjkljivost ublažimo s konsolidacijo podatkov o polarnih fakulah iz štirih opazovalnih kampanj (1906-1964, Sheeley 1966 1960-1975, Sheeley 1976 1975-1990, Sheeley 1991 1985-2007, Sheeley 2008) in jo združimo s polarnim poljem meritve, ki jih je opravil Sončni observatorij Wilcox (1977–2011), da bi ocenil razvoj polarnega polja od leta 1906. Ti podatki lepo dopolnjujejo meritve polarnih polj s pomočjo Hinode (Ito et al. 2010) in jih je mogoče razširiti z uporabo SOHO / MDI in SDO / HMI To raziskavo podpirata NASA Living With a Star Grant NNX08AW53G Državni univerzi Montana / Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics in NASA Living with a Star Jack Eddy Postdoktorski štipendijski program, ki ga izvaja UCAR gostujoči znanstveni program.

J. Martinez-Sykora: Primerjava opazovanj in napredne numerične simulacije spikulov tipa II
Avtor (ji) povzetka: Martinez-Sykora, J. (1,2) De Pontieu, B. (1) Hansteen, V. H. (2) Moreno-Insertis, F. (3) Pereira, T. M. D. (1)
Institucija (-e): (1) Lockheed Martin Solar & amp Astrophysics Lab, Palo Alto, CA, ZDA, (2) Inštitut za teoretično astrohziko, Univerza v Oslu, Norveška, (3) Instituto Astrofisico de canarias, La Laguna, Tenerife, Španija
Seja: Magnetno strukturiranje Sonca izpod fotosfere skozi korono

Izvedli smo realistične 3D-sevalne MHD simulacije sončne atmosfere. Te simulacije kažejo curkom podobne značilnosti, ki so podobne spikulam tipa II, odkritih s sončnim optičnim teleskopom Hinode & # 039s. Ti spikuli tipa II so bili povezani s tako imenovanimi hitrimi modro spremenjenimi dogodki (RBE & # 039s) na sončnem disku in s pomembnimi modrimi asimetrijami v prehodnem območju in koronalnimi črtami na točkah koronalnih zank (odkrite s Hinode & # 039s EIS). Ti rezultati opazovanja in njihova razširjenost kažejo, da imajo lahko pomembno vlogo pri zagotavljanju vroče plazme koroni. Predstavili bomo podrobno primerjavo lastnosti simuliranih curkov z lastnostmi spikulov tipa II (opažene pri Hinode) in RBE & # 039s (s talnimi instrumenti).Predstavili bomo analizo najrazličnejših sintetičnih emisijskih vodov iz simulacij, ki zajemajo temperature od 10.000 K do nekaj milijonov K, ter primerjali njihove intenzitete, hitrosti, širine in asimetrijo linij z opaženimi pojavi. Pokazali bomo tudi, kako mehanizem tvorbe teh curkov zapleta prizadevanja za vzpostavitev trdne povezave med opazovanji magnetnih polj in kromosferskih tokov, ter predlaga, da so lahko opazovanja magnetnega polja na kromosferskih višinah ključnega pomena za ugotovitev, kako nastajajo ti curki.

D. Williams: Netermično širjenje vodov EUV pri pojavu magnetnega pretoka
Avtor (ji) povzetka: Williams, D.R. (1), Lee, E. (2), Lapenta, G. (2)
Institucija (-e): (1) Laboratorij za vesoljsko znanost Mullard, University College London, Holmury St Mary, Surrey, RH5 6NT, UK, (2) Centrum voor Plasma-Astrofysica, Katholieke Universiteit Leuven, Belgija
Seja: Magnetno strukturiranje Sonca izpod fotosfere skozi korono

Razumevanje velike in majhne dinamike sončne korone je glavno gonilo uporabe spektrometrov za sodobne sončne misije, vendar pri razumevanju spektroskopskih podatkov ostaja nerešena pomembna skrivnost. Če lahko v koronalni plazmi porazdelitev kinetične energije ionov opiše Maxwellian (vsaj vzdolž vidne črte), potem bo ta Maxwellian ustvaril Gaussovo porazdelitev hitrosti delcev približno nekaj povprečja, kar bo privedlo do splošno ustreznega profila. Ta Gaussian ima standardni odklon, ki je predvidljiv od značilne temperature, vendar imajo skoraj vse koronalne emisijske črte EUV večjo širino od te napovedi, tudi če se upoštevajo instrumentalni učinki. To še bolj velja za aktivne regije kot za mirno Sonce. Težko je vedeti, kako se obnaša populacija elektronov, saj emisije iz ionov merimo le neposredno, vendar ni izključeno, da imajo ti ključno vlogo pri prenosu energije.

V prizadevanju, da bi razumeli vir širitve te črte, to delo temelji na začetnih ugotovitvah, ki kažejo rast visokoenergijskega repa netermičnih hitrosti v jedru aktivne regije, v primeru pojava pretoka. Preučimo nadaljnji primer pojava pretoka iz njegove zgodnje faze in podrobno preučimo spremembe tega repa v večdnevnem opazovanju. To počnemo pri več koronalnih temperaturah in na več mestih znotraj aktivne regije in ugotovimo, da se vedenje z obema spremenljivkama znatno razlikuje, da je oblika netermične porazdelitve časovno odvisna in da ta oblika ni zlahka napovedljivo iz drugih opazovalcev.

H. Tian: Dve komponenti koronalne emisije, razkrite s spektroskopskimi in slikovnimi opazovanji
Avtor (ji) povzetka: Tian, ​​H. (1), McIntosh, S. W. (1), De Pontieu, B. (1), Martinez-Sykora, J. (1), Sechler, M. (1), Wang, X. (1)
Institucija (-e): (1) Observatorij na visoki nadmorski višini, Nacionalni center za raziskovanje atmosfere
Seja: Prenos in odvajanje energije skozi sončno atmosfero in v heliosfero

Nedavna spektroskopska opazovanja so razkrila vseprisotno prisotnost modrih asimetrij emisijskih linij, nastalih v sončni koroni in prehodnem območju. Te asimetrije so najbolj vidne v območjih točkovnih zank, kjer je ugotovljena jasna korelacija asimetrije z Dopplerjevim premikom in širino črte, določeno iz enega samega Gaussovega prileganja. Takšne asimetrije predlagajo vsaj dve komponenti emisije: primarna komponenta, ki predstavlja emisijo v ozadju, in sekundarna komponenta, povezana z visokohitrostnimi dotoki. Slednje naj bi igralo ključno vlogo v postopku koronalnega ogrevanja in o njegovih lastnostih ni soglasja. Tu nekoliko spremenimo prvotno razvito tehniko analize asimetrije rdeče-modre (RB) in jo uporabimo tako na umetnih spektrih kot na spektrih, ki jih opazuje slikovni spektrometer EUV na krovu Hinode, in dokažemo, da sekundarna komponenta običajno prispeva nekaj odstotkov celotne emisije , ima hitrost od 50 do 150 km s −1 in Gaussovo širino, primerljivo s hitrostjo primarne v območjih zanke. Rezultati analize asimetrije RB se nato uporabijo za usmerjanje dvojnega Gaussovega prileganja in ugotovimo, da so pridobljene lastnosti sekundarne komponente na splošno skladne z lastnostmi, dobljenimi z analizo asimetrije RB. S primerjavo lokacije, relativne intenzivnosti in porazdelitve hitrosti sekundarne komponente modrine z lastnostmi motenj širjenja navzgor, razkritih na hkratnih slikah iz sklopa atmosferskega slikanja na krovu observatorija sončne dinamike, ugotovimo jasno povezavo sekundarne komponente z razmnoževalnimi motnjami.

I. De Moortel: 3D simulacije valovnega ogrevanja, kje je vsa energija?
Avtor (ji) povzetka: De Moortel, I. (1), Pascoe, D. J. (1)
Institucija (-e): (1) Univerza v St Andrewsu
Seja: Prenos in odvajanje energije skozi sončno atmosfero in v heliosfero

V zadnjem času so opazovanja pokazala, da so prečna nihanja prisotna v številnih koronalnih strukturah. Običajno se domneva, da ta nihanja poganjajo (pod) površinska gibanja stopala. Z uporabo simulacij 3D MHD v celoti pokažemo, da ta vznemirjenja stopala ustvarjajo razširjene kink načine, ki se zelo večno povežejo v alfvenske valove. Proračun energije, ki ga vsebujejo takšna nihanja, preiskujemo na različne načine. Primerjamo energijo stopala z energetskim proračunom na višjih nadmorskih višinah in prikazujemo porazdelitev temperature, ki je posledica faznega mešanja alfvenskih valov. Z uporabo ansambla naključno porazdeljenih zank, ki jih poganjajo gibi stopala z naključnimi obdobji in amplitudami, primerjamo absolutno energijo v številski domeni z energijo, ki je & # 039vidna & # 039 pri integraciji vzdolž vidne linije. Pokažemo, da je ta & # 039LOS energija & # 039 le majhen delček dejanske energije, ki jo zagotavljajo gibi stopala.

H. Mason: Cambridge Active Region Studies
Avtor (ji) povzetka: Mason, H. (1), Tripathi, D. (1), Klimchuk, J. (1), Del Zanna, G. (1), O & # 039Dwyer, B. (1)
Institucija (-e): (1) Univerza v Cambridgeu
Seja: Prenos in odvajanje energije skozi sončno atmosfero in v heliosfero

Slikovni spektrometer Hinode EUV (EIS) nam omogoča, da določimo plazemske lastnosti sončno aktivnih regij in s tem poskušamo ločiti med različnimi koronalnimi mehanizmi ogrevanja. Nedavno delo skupine z mahom in vročimi jedri v Cambridgeu (Velika Britanija!) Daje prednost impulzivnim (nanoflare) modelom.

T. Pereira: Uporaba Hinode / SOT za odkrivanje dinamike spikul
Avtor (ji) povzetka: Tiago M. D. Pereira (1), Bart De Pontieu (2), Mats Carlsson (3)
Institucija (-e): (1) Raziskovalni center NASA Ames (2) Laboratorij za astrofiziko Lockheed-Martin Solar & amp (3) Inštitut za teoretično astrofiziko, Univerza v Oslu
Seja: Prenos in odvajanje energije skozi sončno atmosfero in v heliosfero

Razumevanje dinamične sončne kromosfere je izjemnega pomena v sončni fiziki. Spicule so pomembna značilnost kromosfere, ki povezujejo fotosfero s korono in lahko posredujejo prenos energije in mase. Čeprav je splošno sprejeto, da obstaja več kot ena vrsta spikule, njihovi hitri gibi, majhne prostorske lestvice in kratke življenjske dobe preprečujejo sistematično preučevanje njihovih lastnosti v različnih sončnih regijah. V pričujočem delu smo izvedli takšno študijo z uporabo edinstvenega pogleda filgramov Ca Hinode / SOT & # 039s Ca H za odkrivanje spikul na sončnem kraku. Če pogledamo različne konfiguracije magnetnega polja (tiho sonce, koronske luknje, aktivna območja), razpravljamo o tem, kako se spreminjajo lastnosti spikul, kako sta povezani dve populaciji spikul (tip I in tip II) in kako so spikule povezane z drugimi kromosferskimi pojavov, kot so dinamične fibrile.

M. Guarrasi: MHD modeliranje ogrevanja koronalnih zank
Avtor (ji) povzetka: Guarrasi, M. (1) (2), Reale, F. (1) (2), Orlando, S. (2), Mignone, A. (3)
Institucija (-e): (1) Universita degli Studi Di Palermo, Palermo, Italija, (2) INAF Osservatorio Astronomico di Palermo, Palermo, Italija
Seja: Prenos in odvajanje energije skozi sončno atmosfero in v heliosfero

Ugotovljeno je bilo, da se morajo cevi z magnetnim tokom hitro širiti v območju med visoko beta fotosfero in nizko beta korono. To razširitev zanke je treba upoštevati pri modeliranju intenzivnosti mahu. Kakor koli že, ta sprememba preseka s položajem zanke ni vključena v velik del numeričnih modelov koronalnih zank. V vseh teh modelih je emisijska mera iz prehodne regije in iz spodnje korone veliko višja od opazovane. Predstavljamo model 2D MHD zanke, ki naravno upošteva razširitev zanke s spremembo magnetnega polja od kromosfere do korone. Naš model dosledno vključuje plazemsko tekočino in termodinamično obnašanje, zlasti toplotno prevodnost plazme vzdolž linij magnetnega polja in sevalne izgube. Predstavljamo nekaj 2D MHD simulacij vžiga in razvoja zanke pri različnih vrstah ogrevanja ter analiziramo plazemsko strukturo in povratne informacije o razširitvi zanke.

K. Olluri: Neravnovesna ionizacija v 3D numeričnih modelih
Avtor (ji) povzetka: Olluri, K. (1), Gudiksen, B. (1), Hansteen, V. (1)
Institucija (-e): (1) Inštitut za teoretično astrofiziko Univerze v Oslu
Seja: Prenos in odvajanje energije skozi sončno atmosfero in v heliosfero

Kromosfera in prehodno območje sta se v zadnjih 20 letih izkazali za precej dinamične plasti sončne atmosfere s časovnimi skalami, krajšimi od časov uravnoteženja mnogih ionov, opaženih v sončni atmosferi. Zaradi hitrih sprememb lastnosti ozračja in dolgih ionizacijskih in rekombinacijskih časov ioni ne morejo doseči ravnotežja s svojo okolico. Številne spektralne črte, ki jih opazimo, zato ne morejo več dajati informacij o lokalni gostoti ali temperaturi, saj ione zdaj lahko najdemo daleč od ravnotežnih temperatur. Numerično modeliranje je bistvenega pomena za razlago opazovanj. Modeliranje ionizacijskega ravnotežja je bilo prej opravljeno v 1D simulacijah, vendar je zaradi številnih prostih parametrov, ki so značilni za takšno modeliranje, prišlo do nepopolnih rezultatov. Ionizacijsko tehtnico smo natančneje preučili z uporabo enačb hitrosti v 3D-številčni kodi Bifrost. Predstavili bomo našo izvedbo in študijo črte ogljika IV 1549 Å in železa XII 195 Å, ki je pomembna črta v valovnem pasu Hinode EIS, s poudarkom na razlikah med statističnimi ravnotežnimi in neravnovesnimi rezultati ionizacije.

L. Culhane: Izlivi plazme iz aktivne regije in njihov prispevek k sončnemu vetru
Avtor (ji) povzetka: Culhane, J. L. (1), van Driel-Gesztelyi, L. (1, 2, 3), Baker, D. (1) Rouillard, A. (4), D & eacutemoulin, P. (2), Mandrini, C.H. (5), Opitz, A. (6)
Institucija (-e): (1) MSSL / UCL, Združeno kraljestvo. (2) Pariški observatorij, LESIA, Francija. (3) Observatorij Konkoly, Madžarska. (4) NRL, Washington, ZDA. (5) IAFE, Univerza v Buenos Airesu, Argentina. (6) CNRS, CESR, Toulouse, Francija.
Seja: Prenos in odvajanje energije skozi sončno atmosfero in v heliosfero

Ko so aktivna območja v bližini koronalnih lukenj, medsebojna ponovna povezava pogosto vodi do pomembnega razvoja meja koronalne luknje. Ponovna povezava lahko poteka tudi v regijah z velikim gradientom magnetne povezljivosti & ndash Quasi-Separatrix Layers (QSL). Rezultati lahko vključujejo variabilnost odtokov vroče plazme, povezane z aktivno regijo, in modulacijo tokov sončnega vetra na progah. V intervalu 2, 18. januarja 2008, smo preučevali par koronalnih lukenj z nasprotno polarnostjo na srednjih zemljepisnih širinah na Soncu, med katerimi sta bili dve aktivni regiji. Aktivne regije so ločene s heliosferskim plazemskim listom (HPS). Za lociranje aktivnih odlivov, povezanih z regijo, in merjenje njihovih hitrosti smo uporabili instrument Hinode EIS. S slikanjem SOHO / EIT smo spremljali razvoj meja koronalne luknje. Za oceno nastalih vplivov na strukturo in sestavo medplanetarnega sončnega vetra so bili uporabljeni tudi slikovni podatki STEREO in in-situ podatki, kot tudi opazovanja ACE na kraju samem. Poročali bodo o rezultatih dosedanjega dela.

R. Kano: Kaj določa temperaturo koronalne zanke?
Avtor (ji) povzetka: Kano, R. (1), Tsuneta, S. (1), Ueda, K. (2)
Institucija (-e): (1) Japonski nacionalni astronomski observatorij, Tokio, Japonska, (2) Univerza v Tokiu, Tokio, Japonska
Seja: Prenos in odvajanje energije skozi sončno atmosfero in v heliosfero

Magnetne zanke v aktivnih regijah imajo široko porazdelitev temperature, kar kaže na izrazito razliko med slikami SDO / AIA in XRT. Eden od načinov za reševanje problema koronalnega ogrevanja je razkriti, zakaj in kako pride do takšne razlike v temperaturi, odvisne od zanke. Hladne zanke izvirajo iz regij sončnih peg (SS regij, tj. Umbrae, penumbrae in pore) in regij, ki niso SS, medtem ko večina vročih zank iz regij, ki niso SS. Na slikah SOT / SP prepoznamo fotosferne točke vročih in hladnih zank ter pridobimo magnetna polja in vodoravne hitrosti. Potrjujemo, da imajo točke hladnih zank v regijah SS višje faktorje magnetnega polnjenja kot točke vročih zank (Katsukawa in Tsuneta, 2005). Vendar v nobeni fotosferni lastnosti, vključno z magnetnimi faktorji polnjenja v območjih, ki niso SS, ne najdemo razlike med vročo in hladno zanko. Med položajno odvisnimi fotosfernimi magnetnimi lastnostmi, dobljenimi s SOT / SP, in povezanimi koronalnimi temperaturami obstaja majhna korelacija. Namesto tega odkrijemo jasno korelacijo med temperaturami zanke in dolžino zanke, ocenjeno s približkom potencialnega polja: Če je dolžina zanke večja, znižajte temperaturo. Dolžina zanke (tj. Prostornina prereza enote) je nekako povezana s temperaturo, kar kaže na enakomeren vnos toplote s točk.

J. Okamoto: Razmnoževalni valovi vzdolž spikul
Avtor (ji) povzetka: Okamoto, T. J. (1), De Pontieu, B. (2)
Institucija (-e): (1) NAOJ, (2) LMSAL
Seja: Prenos in odvajanje energije skozi sončno atmosfero in v heliosfero

Razmnoževalni alfvenski valovi v koroni naj bi imeli pomembno vlogo pri segrevanju in pospeševanju sončnega vetra. Nedavna opazovanja so pokazala obstoj takih valov vzdolž kromosferskih spikul, curkov plazme, ki štrlijo v korono. Tu smo raziskali podrobne in statistične lastnosti alfvenskih valov vzdolž spikul v polarni koronalni luknji z uporabo zelo visokih kadenčnih opazovanj sončnega optičnega teleskopa na krovu Hinode. Razvili smo tehniko za avtomatizirano zaznavanje spikul in visokofrekvenčnih valov v časovni seriji slik. Zaznali smo 89 spikul in dobili naslednje opazovalne rezultate: (1) Ugotovili smo mešanico širjenja navzgor, navzdol in stoječih valov (tj. S fazno hitrostjo več kot 500 km / s). Razmerje je 59%, 21% oziroma 20%. (2) Opazili smo postopno povečanje z višino fazne hitrosti. (3) Na nižjih nadmorskih višinah so prevladovali valovi navzgor, stoječi valovi pa na višjih. (4) V zgodnji in pozni fazi vsake spikule so prevladovali stoječi valovi, v srednji pa vzponi. (5) Pri nekaterih spikulah smo našli neposredne opazovalne dokaze za scenarij, pri katerem se valovi vzdolž ene spikule širijo navzgor (od dna spikule) in navzdol (od vrha spikule), da prek superpozicije tvorijo stoječi val sredi špikula. (6) Mediane amplitude (premika) amplitude, obdobja in amplitude hitrosti so bile 55 km, 45 s in 7,4 km / s. Ob predpostavki gostote plazemskega števila 10 10 / cm 3 bi približno ocenili, da je Poyntingov tok 2,5x10 5 erg / cm 2 / s, če bi bil faktor polnjenja 1.
Ugibamo, da se valovi, ki se širijo navzgor, proizvajajo v bližini sončne površine (pod špikulo), valovi navzdol pa so posledica odboja (sprva) širijočih se valov od prehodnega območja na vrhu spikule. Kombinacija valov, ki se širijo navzgor in navzdol, pomeni, da izkoriščanje teh valov za izvedbo seizmologije spikularnega okolja zahteva natančno analizo in je lahko problematično.

T. Matsumoto: Samostojna rekonstrukcija sončne korone in sončnega vetra po scenariju Alfvenovega vala
Avtor (ji) povzetka: Matsumoto, T. (1), Suzuki, T. K. (1)
Institucija (-e): (1) Univerza Nagoya
Seja: Prenos in odvajanje energije skozi sončno atmosfero in v heliosfero

Sončna korona je najbolj zunanji del sončne atmosfere, ki ima izredno višjo temperaturo v primerjavi s hladno površino (fotosfero). Nad korono nadzvočni sončni vetrovi pihajo v medplanetarni prostor. Ključna sestavina koronalnega ogrevanja in pospeševanja sončnega vetra je transverzalni val Alfvenovega vala, ki se širi po linijah magnetnega polja. Energijo Alfvenovega vala je mogoče pretvoriti v toplotno energijo tako s stisljivimi kot nestisljivimi procesi. Tlak Alfvenovega vala lahko poleg tlaka plinov pospeši tudi plazmo okolice. Kateri procesi pretvorbe energije lahko učinkovito delujejo na soncu, še ni razjasnjeno. Tukaj predstavljamo rezultate 2D magnetohidrodinamičnih simulacij širjenja Alfvenovega vala za istočasno reprodukcijo tako sončne korone kot sončnega vetra nad koronalnimi luknjami. Ugotovili smo, da je udarno ogrevanje učinkovito v koronalnem dnu, kjer je pretok sončnega vetra podzvočen. To pomeni, da stopnjo izgube mase iz sonca nadzira postopek udarnega ogrevanja. V območju pospeševanja sončnega vetra so se izkazali, da so udarni valovi in ​​alfvenska turbulenca pomembni za ogrevanje in pospeševanje.

N. Nishizuka: STATISTIČNA ŠTUDIJA KROMOSFERNIH ANEMONSKIH MOTOV, OPAZOVANIH S HINODO / SOT
Avtor (ji) povzetka: N. Nishizuka (1), T. Nakamura, T. Kawate, K. A. P. Singh in K. Shibata (2)
Institucija (-e): (1) ISAS / JAXA, (2) observatoriji Kwasan in Hida, Univerza v Kjotu
Seja: Prenos in odvajanje energije skozi sončno atmosfero in v heliosfero

Sončni optični teleskop na krovu Hinode je razkril številne drobne curke v vseh predelih kromosfere zunaj sončnih peg.Tipičen kromosferski anemonski curek ima strukturo v obliki trna in svetlo nogo, podobno obliki rentgenskega anemonskega curka, ki smo ga prej opazili pri SXT / Yohkoh. Na slikah širokopasovnega filtra Ca II H in Fe I 6302A so curki kromosferske anemone povezani z mešanimi območji polarnosti, ki so bodisi majhna območja nastajajočega pretoka bodisi gibljive magnetne značilnosti. To konfiguracijo je dobro razložil nastajajoči model ponovne povezave toka. Preučujemo različne curke kromosferskih vetrnic v aktivni regiji blizu okončine in središča diska ter preučujemo tipične lastnosti (npr. Dolžino, širino, življenjsko dobo in hitrost) curkov kromosferskih vetrnic. Statistične študije so pokazale, da imajo curki kromosfernih anemonov: (1) tipično dolžino 1,0 4,0 mm, (2) širino 100 4 400 km, (3) življenjsko dobo 100 5 500 s in (4) hitrost 5 20 km / s. Hitrost kromosferskih vetrnic je primerljiva z lokalno Alfvénovo hitrostjo v spodnji kromosferi (približno 10 km / s). Opaženo razmerje med hitrostjo in dolžino curkov kromosferskih anemonov kaže, da curki ne sledijo balističnemu gibanju, ampak jih bolj verjetno pospeši nek drug mehanizem, npr. pospešek šoka. To je v skladu z numeričnimi simulacijami curkov kromosferskih anemonov in lahko daje nekaj modelov za razlago koronalnega ogrevanja. Časovni obseg curkov kromosferskih anemonov kaže na hitrejšo ponovno povezavo, kot je pričakovala teorija Sweet-Parkerja. Ker je sedanji sloj v atmosferi z nizkim Reynoldsovim številom (10 6 v spodnji kromosferi) težko dovolj tanek, da lahko mikroskopska nestabilnost sproži lokalizirano anomalno upornost, magnetna ponovna povezava v šibko ionizirani plazmi, tj. Vloga nevtralnih delcev in makroskopska dinamika saj bodo v tej predstavitvi obravnavane tudi turbulenca, izmet plazmoidov in fraktalna struktura v trenutnem listu.

M. Cheung: Magnetohidrodinamika delno ionizirane sončne atmosfere
Avtor (ji) povzetka: Cheung, M. C. M. (1), Cameron, R. H. (2)
Institucija (-e): (1) Laboratorij za astrofiziko Lockheed Martin Solar & amp, Palo Alto, CA, (2) Inštitut za raziskave sončnega sistema Max Planck, Katlenburg-Lindau, Nemčija
Seja: Prenos in odvajanje energije skozi sončno atmosfero in v heliosfero

Z vključitvijo pomembnih fizikalnih procesov, kot sta prenos sevanja in magnetokonvekcija, so nedavne simulacije numerične magnetohidrodinamike (MHD) omogočile ključen vpogled v mehanizme, na katerih temelji množica sončnih atmosferskih pojavov. Do zdaj pa so takšne simulacije plazmo v fotosferi in kromosferi obravnavale kot popolnoma ionizirano. Ko upoštevamo, da sta fotosferska in kromosferska plazma šibko ionizirana, je treba upoštevati nove učinke, kot sta Hallov odmik in ambipolarna difuzija. Predstavljamo simulacije MHD, ki uporabljajo splošni Ohmov zakon v indukcijski enačbi, da se upošteva nevtralno-ionska sklopka v sončni fotosferi. Ambipolarna difuzija je odgovorna za propad tokovnih slojev v šibko ionizirani plazmi, Hallov učinek pa za rotacijo ravnine polarizacije Alfvenovih valov. Govorili bomo o relativnem pomenu teh učinkov v določenih termodinamičnih režimih.

T. Wang: Spektroskopska diagnoza razmnoževalnih motenj v koronalnih zankah: Valovi ali tokovi?
Avtor (ji) povzetka: Wang, T. (1,2), Ofman, L. (1,2) in Davila, J. M. (2)
Institucija (-e): (1) Katoliška univerza v Ameriki, Washington, DC, ZDA, (2) NASA & # 039s Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD, ZDA
Seja: Prenos in odvajanje energije skozi sončno atmosfero in v heliosfero

Kvaziperiodične motnje intenzivnosti, ki se širijo navzgor po koronalni strukturi, že dolgo proučujejo s slikovnimi opazovanji EUV. Večinoma so bili interpretirani kot magnetoakustični valovi počasnega načina. Vendar se je pred kratkim trdilo, da jih dejansko povzroča rahlo močno modro spremenjena kvaziperiodična pretočna komponenta reda 50-150 km / s. Tu predstavljamo analizo spektralnih lastnosti večvalovnih dolžin motenj, ki se širijo (PD) z uporabo opazovanj Hinode / EIS s sedenjem in zrenjem. Najprej smo preizkusili modeliranje rdeče-modrih (RB) profilov asimetrije za 6 EIS koronalnih linij za različne Dopplerjeve hitrosti sekundarnega Gaussova in ugotovili, da je izpeljana hitrost z analizo RB nasičena, ko je sekundarna komponenta centrirana z odmikom hitrosti, enakovredne širini črte. Ta učinek privede do omejitve zaznavanja hitrosti dotoka z RB metodo nad 50-60 km / s zaradi široke instrumentalne širine za EIS spektre (zlasti za pas kratkoročnih valov). Nato smo razvili drugačno metodo za preučevanje spektralnih značilnosti PD. S predpostavko, da je prekomerna emisija profila PD v ozadju (sprejeta kot tista pred PD) posledica hipotetičnega dotoka, smo izpeljali hitrosti LOS reda 10-20 km / s za toplo (1 Zanke -1,5 MK), v katerih so PD najbolj vidni. Ta velikost hitrosti je veliko manjša od tiste, ki izhaja iz analize asimetrije RB, in ni podpirala interpretacije PD s prekinitvenimi visokohitrostnimi pretoki in zato potrjuje prejšnjo interpretacijo valov. Vendar se zdi, da PD, ki jih vidimo v višjih (približno 2 MK) temperaturnih črtah, kažejo različne značilnosti. O njihovem izvoru razpravljamo na podlagi dvojnih Gaussovih napadov.

L. Harra: Spektroskopska opazovanja koronalnega Moretonovega vala
Avtor (ji) povzetka: H., Sterling (1), Gomory (1), Veronig (1)
Institucija (-e): (1) UCL-MSSL
Seja: Nestabilnosti, prehodne razmere in izbruhi

Februarja 2011 opazujemo koronalni val (& # 039EIT val & # 039)

16, z uporabo EUV slikovnih podatkov iz SDO / AIA in EUV spektralnih podatkov iz Hinode / EIS. Val je spremljal vžig M1.6, ki je povzročil val in vrgel koronalni izmet mase (CME). Podatki EIS vala kažejo vidno rdeče premaknjen podpis, ki kaže hitrosti vidnega polja

20 km / s ali več. Po glavni rdeče premaknjeni valovni fronti sledi obdobje nizke hitrosti (in morda nekoliko modro premaknjeno), čemur sledi drugi rdeči premik, nekoliko šibkejši od prvega, to napredovanje je lahko posledica nihanja vzdušja EUV, ki se sproži z začetno valovno fronto, čeprav so možne alternativne razlage. V smeri reže EIS je bila hitrost valovne fronte

500 km / s, kar je v skladu z navidezno hitrostjo širjenja, projicirano proti sončnemu disku, izmerjeno na slikah AIA, in druga rdeče premaknjena značilnost je imela hitrosti širjenja med

km / s. Te ugotovitve se ujemajo z opazovanim valom, ki ga ustvarja odhajajoči CME, kot v scenariju za klasični Moretonov val. Tovrstna podrobna spektralna študija koronalnih valov je bila doslej izziv, zdaj pa je mogoča zaradi razpoložljivosti sočasnih podatkov AIA in EIS.

M. Inomoto: Vzbujanje nizkofrekvenčnih elektromagnetnih valov v laboratorijskem eksperimentu z magnetno ponovno povezavo
Avtor (ji) povzetka: M. Inomoto, A. Kuwahata, S. Ito, H. Tanabe, Y. Hayashi, P. Copinger, T. Ii, B. Gao, T. Ito, T. Yamada, Y. Ono
Institucija (-e): Univerza v Tokiu
Seja: Nestabilnosti, prehodne razmere in izbruhi

Magnetna ponovna povezava igra pomembno vlogo pri hitrem izbruhu in nastanku struktur v magnetizirani plazmi. Hitro magnetno ponovno povezovanje zagotavlja velika magnetna disipacija ali nepravilna upornost v difuzijskem območju, ki jo povzročajo mikroskopske nestabilnosti v trenutnem listu. Eden glavnih kandidatov za mikroinstabilnosti je nestabilnost spodnjega hibridnega odnašanja (LHDI), ki jo pogosto opazimo v vesolju in laboratorijskih poskusih. Nedavne tridimenzionalne simulacijske študije delcev so pokazale, da se nestabilnost preusmeritve (DKI) sproži po nelinearni nasičenosti načina LHDI, ko se polovična širina trenutnega lista zmanjša pod ionski žiroradij, kar ima za posledico izboljšanje ponovne povezave in nenavadno ionsko ogrevanje.
Obnašanje lokalnega trenutnega sloja so eksperimentalno raziskali z uporabo naprav za spajanje toroidnih plazm, pri katerih se samoorganizirani dogodki magnetne ponovne povezave razvijajo z majhnimi omejitvami zaradi mejnih pogojev. V zadnjem času so opazili vzbujanje nizkofrekvenčnih elektromagnetnih valov, povezano z magnetno ponovno povezavo z zmernim vodilnim poljem (približno polovica ponovno povezovalnega polja). Valovi imajo frekvenco v območju ionske ciklotronske frekvence in vzporedno valovno dolžino v vrstnem redu več ionskih žiroradijev. Povečanje efektivne upornosti v trenutnem sloju je bilo opaženo približno takrat, ko je bila zaznana največja amplituda valov do 10% polja za ponovno povezavo. Ti eksperimentalni rezultati kažejo, da se modulacija trenutnega lista, ki temelji na DKI, razvija in povečuje hitrost ponovne povezave.

A. Hillier: Simulacije magnetne Rayeigh-Taylorjeve nestabilnosti v modelu Kipenhahn-Schluterjeve pominence
Avtor (ji) povzetka: Andrew Hillier (1), Thomas Berger (2), Kazunari Shibata (1) in Hiroaki Isobe (3)
Institucija (-e): (1) Observatoriji Kwasan in Hida, Univerza v Kjotu, Japonska (2) Center za napredno tehnologijo Lockheed Martin, Palo Alto, Kalifornija, ZDA (3) Enota za sinergijske študije za vesolje, Univerza v Kjotu, Japonska
Seja: Nestabilnosti, prehodne razmere in izbruhi

Opazovanja mirujočih izstopov s pomočjo sončnega optičnega teleskopa (SOT) na krovu satelitskega satelita Hinode prikazujejo plume vročega, premajhnega materiala, ki se dviga skozi izstopanje. Ti plumi se tvorijo na meji med izbočenimi in mehurčki z nizko gostoto, približno 10 mm, ki se pojavijo pod izbočenostjo, nato pa se dvignejo skozi izbočeni material s hitrostjo približno 20 km / s in širino približno 1,5 mm. Profil perja se giblje od zelo turbulentnega do gladkega, kar kaže na to, da so pri določanju dinamike pomembni pogoji vidnosti in mehurčka. Da bi raziskali ta pojav, izvajamo simulacije magnetne Rayleigh-Taylorjeve nestabilnosti v lokalnem izstopajočem modelu. Nestabilnost ustvarja naraščajoče plume vročega, premajhnega materiala, ki se širi skozi izstopajoč material s hitrostjo približno 6-7 km / s in širino približno 1,5 mm, v grobem soglasju z opazovanji Hinode. Pomembni so nelinearni učinki, pri katerih interakcija med plumi vodi inverzni kaskadni postopek, ki ustvarja velike plume iz manjših. Povečanje jakosti magnetnega polja ustvarja gladke strukture perja. Dodajanje močnega vodilnega polja, kot ga predlagajo nekateri izstopajoči modeli, ne ovira nastajanja perja, spremeni pa dinamično skaliranje. Rayleigh-Taylorjeva nestabilnost poganja pretok magnetne energije navzgor in pretok mase navzdol. Rezultati simulacij se dobro ujemajo z značilnostmi opazovanih plumov, kar kaže na to, da bi bila magnetna nestanovitnost Rayleigh-Taylorja lahko pomembna pri določanju vidne strukture, pa tudi pri spreminjanju porazdelitve magnetne energije v zgornjih koronalnih votlinah, ki na koncu izbruhnejo kot izmet koronalne mase.

S. Imada: Slikovno spektroskopsko opazovanje izpustov filamentov s pomočjo študije lova na hinode / EIS
Avtor (ji) povzetka: Imada S. (1), Hara H. (1), Watanabe T. (1), Shimizu T. (1), Harra L. K. (1)
Institucija (-e): (1) ISAS / JAXA
Seja: Nestabilnosti, prehodne razmere in izbruhi

Do zdaj je Hinode / EIS opazil več vžigalnikov in razkril dinamične značilnosti, povezane s pretoki med izbruhom. Po drugi strani pa časovna ločljivost pri večini opazovalnih signalov EIS ni dovolj, da bi razkrila dinamične značilnosti, povezane z bliskavico. Zato smo predlagali študijo hitrega kadence Flare Hunting (

6 minut), da se osredotočite na opazovanje dinamične lastnosti. Od leta 2009 decembra do aprila 2011 je Študija Flare Hunting izdelala rastrskih slik več kot 5000. Obdelali smo 5000 podatkov rasterskega skeniranja in preverili obdelane slike (intenzivnost, hitrost, širina črte). Nismo prepoznali izbruha po razredu GOES, temveč po povečanju intenzivnosti linije FeXXIII ali FeXXIV. Navsezadnje je odkritih več kot 30 posameznih dogodkov, povezanih z bliskavico. Med raketami v koronalnih emisijskih vodih lahko opazimo številne podtoke navzdol (Te

1MK). Na primer, rdeče premaknjena zanka za naknadno vžig, močno rdeči premik v bližini točke vzpenjalnih zank med impulzno fazo in rdeče premaknjena plazma, povezana z izbruhom filamenta.
V tem pogovoru osredotočimo značilnosti pretoka izbruhajoče nitke. Ugotovili smo nekaj izbruhov žarilnih nitk, povezanih z vžigom. V vrstici OVI lahko jasno prepoznamo. Pravzaprav se zdi, da ti filamenti nekoč izbruhnejo in odpovedo nazaj. EIS je jasno opazoval hitrostne signale filamentov s 6-minutno kadenco. Na začetku izbruha nekateri deli žarilnih nitk kažejo modri premik (nekaj 10 km / s) v FeXII in FeX. Po 6 minutah kasneje FeXII in FeX kažeta jasne rdeče premike v nogi filamentov, čeprav se zdi, da filamenti še vedno izbruhnejo. Hitrosti odtoka so približno 100 km / s (skoraj zvočna hitrost), ocenjene z dvojno Gaussovo vgradnjo. Ta rezultat lahko nakazuje, da filamenti med fazo izbruha izgubijo svojo maso vzdolž zanke. Nadalje lahko postopek izgube mase deluje kot pozitiven povratni tok do izbruha filamenta (kot je Parker-nestabilnost).

Y. Su: Opazovanja in modeliranje magnetnega polja dogodka Flare / CME 8. aprila 2010
Avtor (ji) povzetka: Yingna Su (1), Bernhard Kliem (2), Adriaan van Ballegooijen (1), Vincent Surges (1), Edward Deluca (1)
Institucija (-e): (1) Harvard-Smithsonian Center za astrofiziko, Cambridge, MA, ZDA (2) Inštitut za fiziko in astronomijo, Univerza Potsdam, Potsdam, Nemčija
Seja: Nestabilnosti, prehodne razmere in izbruhi

Predstavljamo dve študiji o dogodku vnetja / CME, ki se je zgodil 8. aprila 2010 v aktivni regiji 11060. Ta izbruh je SDO / AIA dobro opazil na več EUV in UV kanalih. CME opazujejo STEREO in SOHO / LASCO. Ustvarimo vrsto modelov statičnega magnetnega polja z uporabo metode vstavljanja fluks vrvi, ki jo je razvil van Ballegooijen (2004). Mejne pogoje za magnetna polja zagotavljajo magnetogrami vidnega polja, ki jih posname SDO / HMI. Najbolj primeren model NLFFF omejujejo koronalne zanke, ki sta jih opazili SDO / AIA in Hinode / XRT. Ugotovili smo, da je aksialni tok v najustreznejšem modelu NLFFF pred vžigom (Axi = 4e20 Mx) blizu praga nestabilnosti (Axi = 5e20 Mx). Nestabilen model (Axi = 6e20 Mx) se ujema z raketnimi točkami in koronalnimi zatemnitvami, kot so opazili v zgodnji fazi dogodka. Izdelujemo tudi pomanjšane različice teh treh modelov v kartezični geometriji in jih uporabljamo kot realne začetne pogoje za tridimenzionalne simulacije nič-beta MHD (Torok & amp Kliem 2003, Kliem et al. 2004). Te simulacije MHD potrjujejo, da je model z aksialnim tokom 4e20 Mx stabilen, medtem ko model z aksialnim tokom 6e20 Mx izbruhne kot pravi CME. Predstavljene bodo podrobne primerjave modela CME z opazovanji (npr. Dinamika, morfologija, smer izbruha CME).

H. Hara: Opažene značilnosti magnetne ponovne povezave v letu 2007 19. maja Flare
Avtor (ji) povzetka: Hara, H. (1), Watanabe, T. (1), Harra, L. K. (2), Culhane, J. L. (2) in Young, P. R. (3)
Institucija (-e): (1) Japonski astronomski observatorij, (2) UCL-Mullard Space Science Lab., Združeno kraljestvo, in (3) Univerza Geroge Mason, ZDA
Seja: Nestabilnosti, prehodne razmere in izbruhi

Poročali smo, da smo opazili značilnosti, ki so se zgodile v bližini območja zanke 19. maja 2007. V impulzivni fazi vžigalnega spektrometra Hinode EUV smo našli vroč vir z vročim vrhom, hitri curek v bližini in dovodno strukturo do vročega vira. Iz geometrijskih razmerij in opazovanih parametrov teh pojavov sklepamo, da zagotavljajo dokaze za magnetno ponovno povezavo, ki se zgodi v bližini območja vrha zanke. Stopnja ponovne povezave, ocenjena na podlagi opazovanih parametrov, je 0,05-0,1, kar podpira magnetno ponovno povezavo tipa Petschek. O prisotnosti počasnih in hitrih MHD šokov se razpravlja s podpornimi dokazi, ki temeljijo na opazovanih količinah.

S. Shestov: Spektralna diagnostika izbruha in plazme aktivne regije na osnovi EUV spektrov iz spektroheliografa SPIRIT na krovu CORONAS-F
Avtor (ji) povzetka: S. V. Shestov, S. V. Kuzin, S. A. Bogachev, A. A. Reva
Institucija (-e): Fizikalni inštitut Lebedev
Seja: Nestabilnosti, prehodne razmere in izbruhi

EUV spektroheliograf SPIRIT na krovu satelita CORONAS-F, ki je deloval v orbiti od leta 2001 do 2005. Spektroheliograf je bil zgrajen na brezrezni optični shemi z difrakcijsko rešetko pašnega pasu. Takšna shema zagotavlja polno sončno vidno polje s sorazmerno visoko spektralno in prostorsko ločljivostjo. Spektralni pasovi spektroheliografa 176-207 A in 280-330 A vključujejo črte, ki ustrezajo širokemu razponu temperatur: od hladnih Si VIII in Mg VIII (Tmax - 0,8 MK) do vročih Ca XVII in Fe XXIV (Tmax - 10-15 MK). Med satelitskim delovanjem je bilo registriranih več tisoč spektoheliogramov, vključno z desetimi spektroheliogrami z intenzivnimi sončnimi žarki razredov M- in X. Pridobljeni spektri so bili uporabljeni za diagnostiko temperature (DEM) in gostote plazme v izbruhih in aktivnih regijah. Našli smo veliko količine vroče plazme v več aktivnih regijah za sončne žarke. DEM je bil pridobljen, saj je bilo za nekatere rakete v fazi razpada registriranih več spektrov, pridobljen je razvoj DEM. EUV spektroskopski podatki iz SPIRIT se lahko uporabljajo za diagnostiko aktivne regije in plamenske plazme, preverjanje atomskih podatkov, preverjanje in vrednotenje odzivnih funkcij EUV teleskopov.

S. Guidoni: Nov pogled na klasično flare strukturo
Avtor (ji) povzetka: Silvina E. Guidoni, David E. McKenzie, Dana W. Longcope
Institucija (-e): Državna univerza Montana - Bozeman
Seja: Nestabilnosti, prehodne razmere in izbruhi

Vžigalnik M1.4 z dne 28. januarja 2011 je izjemno podoben znamenitemu izbruhu Tsuneta iz leta 1992. Opazili so ga pri Hinode / XRT, SDO / AIA in STEREO (A) / EUVI, kar nam daje večjo ločljivost in večjo pokritost temperature in stereoskopski pogledi na to ikonično strukturo. Ta opažanja interpretiramo v smislu na novo razvitega modela navijanja ponovno povezanih cevk s pretokom. V tem modelu umik povzroča plinsko-dinamične šoke, ki segrejejo in stisnejo plazmo.
Visokotemperaturne slike razkrivajo razsvetljavo, ki naraste v velikost, da tvori stolp podobno strukturo nad arkadno ploščo. Slike kombiniramo z ekstrapolacijo površine potencialnega polja (PFSS), da razvijemo popolno sliko o strukturi magnetnega polja in spremenljivkah stanja koronalne plazme.XRT zagotavlja natančne meritve plazme pri visokih temperaturah, medtem ko sočasno opazovanje AIA z visoko ločljivostjo in visoko kadenco omogoča, da preslikamo razvoj plazme. Poleg tega se podatki EUVI uporabljajo za oceno globine vidnega polja svetlega stolpa.

D. Baker: Napoved CME s spektroskopskim predhodnikom
Avtor (ji) povzetka: Baker, D. (1), van Driel-Gesztelyi, L. (1,2,3), Green, L. M. (1)
Institucija (-e): (1) Laboratorij za vesoljsko znanost Mullard, University College London, Združeno kraljestvo, (2) Observatoire de Paris, Meudon, Francija, (3) Observatorij Konkoly, Budimpešta, Madžarska
Seja: Nestabilnosti, prehodne razmere in izbruhi

Raziskujejo se večtemperaturni plazemski tokovi, ki so posledica interakcije med zrelim aktivnim območjem (AR) znotraj ekvatorialne koronalne luknje (CH). Hitrosti odtoka, ki jih je opazil Hinode EIS, so se na vzhodnem in zahodnem robu AR & rsquos tri dni gibale od nekaj do 13 km / s. Vendar pa so se četrti dan hitrosti okrepile do 20 km / s na zahodni točki AR & rsquos približno šest ur pred CME. 3D MHD numerične simulacije opazovane magnetne konfiguracije kompleksa AR-CH so pokazale, da razširitev zrelih zank AR & rsquos poganja trajne odtoke vzdolž sosednjega polja CH. Na podlagi teh simulacij se intenziviranje odtokov, opaženo pred izbruhom na zahodni strani AR & rsquos, kjer sta AR in CH vmesnik polja z enako polarnostjo, razlaga kot rezultat širitve sigmoidne AR, zlasti pretočne vrvi, ki vsebuje nit. ki zagotavlja močnejše stiskanje sosednjega polja CH na tej strani AR. Intenzifikacija odtokov v AR je predlagana kot nova vrsta predhodnika CME.

K. Kusano: Primerjalna študija izbruha sončnega izbruha na podlagi simulacij MHD in opazovanj hinode
Avtor (ji) povzetka: Kusano, Kanya (1,2), Bamba, Yumi (1), Yamamoto, Tetsuya T. (1)
Institucija (-e): (1) Laboratorij za sončno zemeljsko okolje, Univerza Nagoya, Furo-cho, Chikusa-ku, Nagoya, Aichi, 4648601, Japna, (2) Japonska agencija za znanost in tehnologijo morske zemlje, Kanazawa-ku, Yokohama, Kanagawa, 2360001, Japonska
Seja: Nestabilnosti, prehodne razmere in izbruhi

Čeprav je danes splošno razširjeno prepričanje, da sončne žarke poganja magnetna energija, shranjena okoli sončnih peg, še vedno ni dobro razumljeno, kaj sproži njihov nastanek. Hipoteze za mehanizem izbruha vžigalice vključujejo model nastajajočega pretoka, pri katerem magnetna ponovna povezava, ki jo povzroči pojav magnetnega pretoka izpod sončne površine na korono, vodi do sončnih izbruhov. Vendar pogoj za ta postopek še vedno ni jasen. Tu preučujemo, kakšen nastajajoči tok lahko povzroči sončne žarke na podlagi primerjave med tridimenzionalnimi simulacijami MHD in opazovanjem Hinode / SOT pred izbruhi. Najprej smo v smislu simulacij ugotovili, da je majhen magnetni tok, ki se je pojavil v striženi magnetni arkadi, sposoben sprožiti izbruh izbruha, če in le, če azimutna usmerjenost in količina nastajajočega pretoka izpolnjujeta neke pogoje. Simulacije zlasti kažejo, da obstajata dve različni parametrični okni za azimut nastajajočega toka, ki sproži rakete. Drugič, analizirali smo naraščajočo aktivnost AR NOAA 10930 s primerjavo slik Ca II H in vzdolžnega magnetograma, ki ga je posnel Narrowband Filter Imager of Hinode / SOT. Posledica tega je bilo, da se je pokazalo, da nekateri posvetlitveni dogodki pred vžigom sovpadajo s hitrim pojavom majhnega magnetnega bipolarnega sistema. Na koncu bomo prikazali geometrijsko strukturo vsakega pojava pretoka, da bomo preučili rezultate simulacije za prednostni azimut nastajajočega pretoka, da sproži izbruh.

S. Savage: Opazovanja trenutnega stanja in ponovnega povezovanja dotoka in odtoka med sončnimi izbruhi
Avtor (ji) povzetka: (1) Sabrina Savage, (1) Gordon Holman, (2) Kathy R. Reeves, (3) Daniel B. Seaton, (4) David E. McKenzie, (1) Yang Su
Institucija (-e): (1) NASA / GSFC, Greenbelt, MD (2) Harvard-Smithsonian Center za astrofiziko, Cambridge, MA (3) Kraljevski observatorij v Belgiji, Bruselj, Belgija (4) Montana State University, Bozeman, MT
Seja: Nestabilnosti, prehodne razmere in izbruhi

Magnetna ponovna povezava je splošno sprejeta kot prevladujoč vir energije med sončnimi žarki, vendar so bila opažanja posredna in / ali nepopolna. Z uporabo nabora razpoložljivih instrumentov, ki obsegajo prostor valovnih dolžin, bomo zagotovili opazovanja in meritve vhodov in izhodov, predvidenih po ponovnem priklopu, v obliki dotokov pred izlivi (tj. Nadarkadni odtoki, nadarkadne padajoče zanke, pretoki in dogodki odklopa ). Predstavili bomo tudi dokaze za trenutne liste, skozi katere naj bi prišlo do ponovne povezave, in razpravljali o gibanju trenutnega lista med napredovanjem rakete.

J. Trujillo Bueno: Hanlejev učinek iz vesolja za merjenje magnetnih polj zgornje kromosfere
Avtor (ji) povzetka: J. Trujillo Bueno, J. Stepan, L. Belluzzi, et al.
Institucija (-e): Instituto de Astrofisica de Canarias
Seja: Prihodnje potrebe - opazovalne, teoretične in računske

Predstavljamo nekaj teoretičnih napovedi v zvezi z amplitudami in magnetno občutljivostjo linearnih polarizacijskih signalov, ustvarjenih s postopki razprševanja v nekaterih UV in FUV spektralnih linijah zgornje kromosfere in prehodnega območja, kot sta Ly-alpha in Mg II k. V ta namen smo izračunali polarizacijo atomske ravni (populacijska neravnovesja in kvantne koherentnosti), ki jo povzroča črpanje anizotropnega sevanja v polempiričnih in hidrodinamičnih modelih sončne atmosfere, ob upoštevanju prenosa sevanja in Hanlejevega učinka, ki ga povzroča prisotnost in naključna magnetna polja. Ugotovljeno je, da se amplitude nastajajočih linearnih polarizacijskih signalov običajno razlikujejo med delci odstotka in nekaj odstotki, odvisno od geometrije razprševanja ter jakosti in usmerjenosti magnetnega polja. Tu prikazani rezultati spodbujajo razvoj UV polarimetrov za sondirne rakete in vesoljske teleskope z namenom, da se odpre resnično diagnostično okno za meritve magnetnega polja v zgornji kromosferi in prehodnem območju Sonca.

K. Kobayashi: Kromosferni Lyman-Alpha spektropolarimeter (CLASP)
Avtor (ji) povzetka: Kobayashi, K. (1), Tsuneta, S. (2), Trujillo Bueno, J. (3), Bando, T. (2), Belluzzi, L. (3), Casini, R. (4), Carlsson, M. (5), Cirtain, J. (6), De Pontieu, B. (7), Hara, H. (2), Ichimoto, K. (8), Ishikawa, R. (2), Kano , R. (2), Katsukawa, Y. (2), Kubo, M. (2), Kim, T. (6), Manso Sainz, R. (3), Narukage, N. (2), Asensio Ramos , A. (3), Robinson, B. (1), Sakao, T. (9), Shimizu, T. (8), Stepan, J. (3), Suematsu, Y. (2), Watanabe, H . (8), West, E. (6), Winebarger, A. (6)
Institucija (-e):
Seja: Prihodnje potrebe - opazovalne, teoretične in računske


Poglej si posnetek: Slot City (December 2022).