Главная Случайная страница


Полезное:

Как сделать разговор полезным и приятным Как сделать объемную звезду своими руками Как сделать то, что делать не хочется? Как сделать погремушку Как сделать неотразимый комплимент Как сделать так чтобы женщины сами знакомились с вами Как сделать идею коммерческой Как сделать хорошую растяжку ног? Как сделать наш разум здоровым? Как сделать, чтобы люди обманывали меньше Вопрос 4. Как сделать так, чтобы вас уважали и ценили? Как сделать лучше себе и другим людям Как сделать свидание интересным?

Категории:

АрхитектураАстрономияБиологияГеографияГеологияИнформатикаИскусствоИсторияКулинарияКультураМаркетингМатематикаМедицинаМенеджментОхрана трудаПравоПроизводствоПсихологияРелигияСоциологияСпортТехникаФизикаФилософияХимияЭкологияЭкономикаЭлектроника






I. Проект SOHO





SOHO (Solar & Heliospheric Observatory) – это уникальный международный проект европейского космического агентства ESA и американской NASA, который стартовал2 декабря 1995 года. Проект задумывался как первая в истории обсерватория для всестороннего изучения Солнца за пределами земной атмосферы, то есть в космосе. А также, для наблюдения недр звезды, интересных процессов, происходящих в высших слоях атмосферы, для изучения солнечного ветра, и многих других процессов и явлений на Солнце, которых нельзя наблюдать с земных телескопов.

14 февраля 1996 г. SOHOвыведена на галоорбиту (вращение около определенного места в пространстве) вокруг точки Лагранжа L1. Эта точка находится примерно в 1,5 млн. км от Земли в сторону Солнца и замечательна тем, что сила земного притяжения здесь равна силе солнечного. Такое расположение, удобное для длительных и непрерывных наблюдений за процессами на Солнце, впервые реализовано в данном проекте[2].

Рис. 4

 

Рис. 5

На борту космической обсерватории размещено 12 научных приборовдля исследований недр Солнца, дистанционного зондирования солнечной атмосферы и гелиосферы, измерения свойств солнечного ветра и энергичных частиц.

Ключевые параметры SOHO:

– Размер (высота, длина, ширина): 4,3´2,7´3,7 м;

– Размах солнечных батарей: 9,5 м;

– Общая масса на старте: 1850 кг;

– Полезная нагрузка: 610 кг;

– Поток данных во время работы в режиме реального времени: 200 Кбит/с;

– Поток данных в режиме хранения на борту: 40 Кбит/с.

Обсерватория состоит из двух модулей (рис. 5). Служебный модуль находится в нижней части космического аппарата и обеспечивает работоспособность системы и поддержку панелей солнечных батарей. Научный модуль расположен над служебным и предназначендля исследований Солнца. На SOHO установлены следующие приборы:

CDS (Coronal Diagnostic Spectrometer)– спектрометр для изучения короны Солнца (верхний слой атмосферы);

CELIAS (Charge, Element, and Isotope Analysis System)– система анализа зарядов, элементарных частиц и изтопов;



COSTEP (Comprehensive Suprathermal and Energetic Particle Analyzer) – анализаторэнергичныхчастиц;

EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope)– телескопдляполученияизображенийСолнцавкрайнемультрафиолетовомдиапазоне;

ERNE (Energetic and Relativistic Nuclei and Electron experiment)– установкадляэкспериментовсэлементарнымичастицами;

GOLF (Global Oscillations at Low Frequencies)–прибордляучетанизкочастотныхколебаний;

LASCO (Large Angle and Spectrometric Coronagraph)–широкоугольныйкоронограф, дляизучениявысшихслоеватмосферызвезды;

–MDI (MichelsonDopplerImager) – прибор учета карт магнитных полей на Солнце;

–SUMER (SolarUltravioletMeasurementsofEmittedRadiation)– спектрограф ультрафиолетового спектра излучения Солнца;

–SWAN (SolarWindAnisotropies) – прибор для изучения параметров солнечного ветра;

UVCS (UltravioletCoronagraphSpectrometer) –коронограф-спектрометр в ультрафиолетовом спектре солнечного излучения;

–VIRGO (VariabilityofSolarIrradianceandGravityOscillations) – прибор учета гравитационных колебаний солнца и перемен в солнечном излучении.

Рассмотрим более подробно принцип работы некоторых приборов.

Коронограф (от лат. coronarius – венечный) – телескоп, позволяющий наблюдать солнечную корону вне затмений. Необходимость использования этого прибора обусловлена тем, что солнечная корона излучает много слабее, чем диск Солнца, и невооруженным глазом ее можно увидеть только при полном солнечном затмении, когда диск Луны закрывает диск Солнца.

На первый взгляд, проблему наблюдений солнечной короны можно решить просто – при наблюдениях в телескоп достаточно закрыть путь лучей, идущих от диска Солнца, «искусственной Луной», и поставить красный светофильтр, срезающий яркий фон неба. Однако такое решение не позволит наблюдать корону, так как рассеянный свет в оптике телескопа создает ореол, полностью забивающий слабое свечение короны. Значительная часть ореола возникает из-за дифракции света на оправе объектива. Интенсивность этого дифрагированного света составляет порядка десятых долей процента от яркости самого Солнца, однако эта величина примерно в 300 раз ярче свечения солнечной короны.

В 1931 году французский оптик-экспериментатор Бернар Лио (1897–1952) создал внезатменный коронограф (см. схему ниже). Для этого был взят простой однолинзовый объектив (О1). После него идет экран (Э), затмевающий изображение Солнца в фокусе (его называют «искусственной Луной»). Часто в качестве «искусственной Луны» используют зеркало (для уменьшения перегрева), а отраженный световой поток выводят из трубы. Далее расположена линза (Л), которая собирает лишь слабый рассеянный свет и строит изображение объектива на диафрагме, с отверстием, меньшим, чем изображение объектива. Часто эту диафрагму называют «Диафрагмой Лио» (Д). Ее отверстие позволяет срезать дифрагированный свет на краях объектива. И наконец, – второй объектив (О2), с помощью которого может быть получено изображение солнечной короны и передано на светоприемник любого типа (например, ПЗС-камера, спектрограф и др.)



Рис. 6

Примерно так работает коронографLasco.

Результатом наблюдения с помощью Lascoпредставлены на рис. 7 и 8 (окружность белого цвета совпадает с размером Солнца). Так на них можно увидеть выбросы солнечного вещества (корональные выбросы) и движущиеся вблизи Солнца небесные тела.Корональные выбросы массы — особенно частое явление в годы высокой солнечной активности.

Рис. 7 Рис. 8

EIT-телескоппозволяет получитьизображенияСолнцавкрайнемультрафиолетовомдиапазоне (рис. 9). Получение изображений атмосферы Солнца производится на различных длинах волн, выделяемых специальными фильтрами, которые соответствуют разным температурам. Цифры после букв EIT соответствуют длинам волн в ангстремах. Так, 304 Å соответствуют температуре в 6×104–8×104 К; 171 Å – 106 К; 195 Å – около 1,5×106 К, 284 Å – до 2×106 К.

Эти изображения позволяют определить физические параметры верхней атмосферы Солнца и детально исследовать пространственно-временную структуру, и динамику солнечной короны.

EIT 171 EIT 195 EIT 284 EIT 304
Рис. 9.Изображения Солнца, полученные телескопом EIT

Магнитограф MDI – прибор учета карт магнитных полей на Солнце (рис. 10). На магнитограмме Солнца видны темные и светлые области. Шкала потемнений на диске отвечает магнитному полю южной полярности (магнитное поле там направлено к Солнцу) в светлых участках и северной полярности (магнитное поле направлено от Солнца) в темных участках. Динамический диапазон прибора – до 250 Гс. Магнитные поля управляют структурой короны, в этом можно убедиться, сравнив ее с изображениями, полученными инструментом EIT.

Рис. 10

Обсерватория «SOHO» помогает больше узнать о строении недр Солнца методами гелиосейсмологии.

Солнце – огромный шар с радиусом около 700 тыс. км, он слегка колеблется и пульсирует. Исследуя частотные спектры, амплитуды, фазы, форму и другие характеристики этих колебаний, можно косвенно определить многие его внутренние свойства – подобно тому, как сейсмологи изучают недра Земли. По аналогии этот метод назвали «гелиосейсмология»[3], [4]. Гелиосейсмология зародилась всего 30–40 лет назад, когда в начале 60-х гг. XX в. были открыты пятиминутные колебания в фотосфере, поначалу казавшиеся совершенно беспорядочными и случайными и лишь спустя несколько лет получившие правильное объяснение как собственные акустические колебания, захваченные во внешних слоях неоднородно нагретого шара с температурой, растущей к центру. Сейчас это обширная и стремительно развивающаяся область знаний со своим арсеналом экспериментальных и теоретических методов исследования. Изучая слабо затухающие собственные и вынужденные колебания, важно иметь непрерывные ряды данных. Для изучения коротких импульсных откликов необходимо хорошее временное разрешение приборов. Поскольку речь идет о слабых сигналах, то нужны достаточно высокая чувствительность измерений и выполнение ряда условий. Удовлетворить всем требованиям наземным обсерваториям довольно трудно, хотя наблюдения с Земли имеют и свои неоспоримые преимущества.

На обсерватории «SOHO» гелиосейсмологические наблюдения проводятся при помощи специального интерферометра MDI, который измеряет магнитные поля и скорости движения на поверхности Солнца путем спектроскопических наблюдений эффектов Зеемана и Доплера. Используемая приемная матрица размером 1024´1024 пикселей позволяет прослеживать акустические моды вплоть до высоких порядков –I>120.

Гелиосейсмологические исследования на обсерватории «SOHO» строятся следующим образом. Данные прибора MDI используются для реконструкции радиального профиля скорости звука в недрах Солнца в рамках стандартной модели. Таким путем удается получить неплохое согласие с этой моделью, а все остающиеся относительно небольшие отклонения используются для введения всевозможных поправок и уточнений, связанных с более детальным учетом особенностей химического состава, расщепления спектральных линий в гелиосейсмограммах из-за вращения Солнца, вклада магнитных полей, движений вещества и других факторов. Собственные частоты акустических колебаний увеличиваются с ростом солнечной активности – от ее минимума в 1996 г. до максимума в 2001 г.








Date: 2015-07-17; view: 423; Нарушение авторских прав

mydocx.ru - 2015-2021 year. (0.008 sec.) Все материалы представленные на сайте исключительно с целью ознакомления читателями и не преследуют коммерческих целей или нарушение авторских прав - Пожаловаться на публикацию