1 / 39

EXPECTED SCIENTIFIC OUTCOME from TESIS

EXPECTED SCIENTIFIC OUTCOME from TESIS. A.M.URNOV and TESIS Team. Основные задачи физики солнечной короны. Механизм процессов выделения энергии (где и как ?) и ее трансформации в другие виды ( «энергобюджет»): тепловой нагрев, излучение и ускорение заряженных частиц и плазменных масс:

devin
Download Presentation

EXPECTED SCIENTIFIC OUTCOME from TESIS

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. EXPECTED SCIENTIFIC OUTCOME from TESIS A.M.URNOV and TESIS Team

  2. Основные задачифизики солнечной короны Механизм процессов выделения энергии (где и как ?) и ее трансформации в другие виды («энергобюджет»): тепловой нагрев, излучение и ускорение заряженных частиц и плазменных масс: - Механизмы явлений активности (локальные процессы) - Механизмы нагрева короны и ускорения солнечного ветра - Взаимосвязь локальных и глобальных процессов - Построение плазменных моделей явлений активности на основе данных наблюдений (диагностики)

  3. Явления солнечной активности • - Относительно устойчивые плазменные образования: активные области (АО), яркие точки, корональные конденсации, протуберанцы, характеризуемые размером ~ 1 – 5 мин. дуги и временем жизни ~ 1 – 30 суток • - Взрывные явления: вспышечные события (ВС), корональные выбросы масс (КВМ) и другие эруптивные процессы (ЭП), характеризуемые масштабом 0.1 – 2 мин дуги и временем жизни ~ 10 мин – 10 часов

  4. Цели диагностики, обусловленные задачами физики солнечной короны • Распределение вещества (объемной и продольной ДМЭ) с температурой (y(T)) • Пространственно-временная динамика электронной температуры (T(r)) • Пространственно-временная динамика электронной плотности (ne (r)) • Пространственно-временная динамика ионного состава обильных элементов (ионные обилия nz) • Обилия элементов в корональных плазменных образованиях n(E) • Функция распределения электронов (надтепловые электроны) в корональных плазменных образованиях F(v) • Диагностика пучков заряженных частиц

  5. Golden Age of Solar Physics from Space • Yohkoh (1991 - 2001) Japan / US / UK • Hard and Soft X-ray Imaging; • X-ray & Gamma-ray Spectroscopy; Flares • SoHO (1996 - ) ESA / NASA • Solar & Heliospheric Imaging; Helio-seismology • TRACE (1998 - ) NASA; • Highest Spatial Resolution UV & EUV Imaging • CORONAS-F (2001 - 2005) RSA • Coronal Imaging and Spectroscopy • RHESSI (2002 - ) NASA / other • High-Energy Solar Spectroscopic Imager; Flares • CGRO, Ulysses, and other heliospheric missions

  6. The corona is full of magnetic features! Twisted Loops Cusps S-shaped interconnecting loops All change with time.

  7. LDE flares with a growing cusp structure. Higher temperatures (~20 MK) at the outer edge. Upward motion (plasmoid) in the outer structure.

  8. LDE flares with a growing cusp structure.

  9. LDE flares with a growing cusp structure.

  10. Flaring Loop and the Surroundings

  11. Yohkoh canonical view: Magnetic reconnection Rec. point Rec. ouflow Shock front HXR source Energetic el. SXR bright loop Evaporation HXR sources

  12. MgXII IMAGING SPECTROHELIOMETERtemperature response • Tmin ………… about 4 ×10 6 K • Tmax ……………….…….. 10 7 K

  13. MgXII IMAGING SPECTROHELIOMETERgoals of observations 2001, October 22 1 1 1 1 2 2 2 2 MgXII SXT ALL SXT & MgXII • Monochromatic imaging of coronal plasma with T> 4 MK • How does the high temperature plasma distribute in the solar corona?

  14. MgXII IMAGING SPECTROHELIOMETERgoals of observation • Above loop top heating of coronal plasma during solar flares • What are the reasons of fast heating of coronal plasma during solar flares? • What is the plasma density and temperature in the region of above-loop-top heating?

  15. MgXII IMAGING SPECTROHELIOMETERgoals of observation • Plasma heating within cusp-like structures in the solar corona • Can we find the evidence of magnetic reconnection through the observation of hot plasma dynamics within the large-scale cusp-like structures?

  16. MgXII IMAGING SPECTROHELIOMETERgoals of observation • Giant long-life coronal structures of hot plasma with T~10 MK • Are the long-life hot structures an apparent feature of continuous non-flare particle acceleration in the corona? • Can we derive the rate of the acceleration from observations of these structures? • May this acceleration be a key to the coronal heating problem?

  17. EUV SPECTROHELIOMETER goals of observations • Determination of plasma temperature composition in the solar atmosphere

  18. Спектрогелиграмма РЕС(285-335A)

  19. XUV spectroheliograph provides: • The distribution of electron density over the temperature • The distribution of the DEM over the temperature and the height • Diagnostics of thermal/supra-thermal regions • Diagnostics of elemental abundances

  20. Density diagnostics Density sensitive ratios: Fe XIII T = 1.6 MK 203.80+203.82/202.04; 321.40/320.81; 312.87/321.40; 318.13/321.40 Fe XV T = 2 MK 307.75/324.98; 284.16/307.75; 327.03/307.75 S XI T = 2 MK 291.58/285.82; 291.58/281.40 S XII T = 2 MK 288.42/299.54 Diagnostics is based on CHIANTI (http://www.solar.nrl.navy.mil/chianti.html).

  21. Average density diagnostics

  22. ДМЭ для активной области и вспышки

  23. «ПАУК»: 12.11.2001(Mg)

  24. Температурные распределения ДМЭ

  25. 2001, November 12 SXT SPIRIT MgXII

  26. 2001, November 12 1 1 1 SXT MgXII ALL 1 SXT & SPIRIT

  27. SXT+Mg, 12.11.2001 (Height)

  28. SPIDER (IAT+Mg) 29.12.2001

  29. Height distribution of line intensities (29.12.2001)

  30. Эрупция 10 МК плазмы в дальнюю корону(MgXII 8.42Ǻ)

  31. Динамика температурного состава излучения

  32. Временные профили компонент излучения для «паука»

  33. Спектр «паука»

  34. Модель «паука»

  35. Сравнение ОТ и МТП моделей

  36. Карта диммингов в событии 28 октября 2003 года Димминги в эруптивном событии 28/10-2003, 11:01:39 UT: а) – карта диммингов в канале 175 Å телескопа СПИРИТ; b) – профили интенсивности в участках диммингов 1, 2 и 5; c) – профили интенсивности всей площади диммингов в каналах СПИРИТ 175 Å и EIT 195 Å, отнесенные к полной интенсивности диска до события; d) – полный поток от Солнца в канале GOES 1-8 Å.

  37. Ход вариаций яркости в диммингах Вариации относительной яркости в областях диммингов в переходной области (304 Å) и короне (175 и 195 Å) в событии 17-18 ноября 2003 г.

  38. METHODS OF TESIS OBSERVATIONS • Multi-wavelength simultaneous observations of full Sun in 4 spectral channels MgXII 8.42 A FeXX 132 A TESIS will provide simultaneous imaging of the Sun in 4 spectral channels, including EUV channel 295-315 A, which allows to derive the density and the temperature composition of the plasma. EUV 295-315 A HeII 304 A

  39. THANKS FOR ATTENTION

More Related