Astronomiya

Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) Maqnetik Aktivlik İndeksini (MAI) necə hesablayır?

Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) Maqnetik Aktivlik İndeksini (MAI) necə hesablayır?

Maqnetik Fəaliyyət İndeksi (MAI) adlanan bu rəqəmin necə hesablandığı barədə bir açıqlama axtarıram. Bildiyim odur ki, HMI alətinin işləmə kəməri onu hesablayır. Ancaq bilmək istərdim Necə bu kəmiyyət təyin olunur və hesablanır! Hələ google-da bu barədə bir şey, hətta bir yazı tapa bilmədim.


Bir təklif tapdım K. Jain və s. hansı Maqnetik Fəaliyyət İndeksini təyin edir sizi doğru istiqamətə yönəldə bilər - mənim üçün hələ mücərrəd səslənir:

MAI əldə etmək üçün maqnitoqram məlumatlarını mütləq dəyərlərə çeviririk, bir üzük gününün uzunluğu boyunca ortalama və halqa diaqramı analizində istifadə olunan Dopplergram yamalarının ölçüsünə uyğun olaraq dairəvi sahələrə düzəldirik.

Bununla yanaşı, http://hmi.stanford.edu/teams/rings/modules/maicalc.html bir qaynaq kodu deposu olan bir keçid olan tapdım. İnsan səhifəsi maicalc bəyan edir:

maicalc, seçilmiş bir fasilədə günəş maqnitoqramlarını əks etdirən qeydlər dəstini daxil edir və mtrack tərəfindən eşlenip izlənildiyi kimi seçilmiş hədəf yerləri qrupuna uyğun Maqnetik Fəaliyyət İndeksinin (MAI) dəyərlərini istehsal edir. giriş məlumatları intervalının müddəti və pspec3 tərəfindən apodlaşdırılmışdır.


Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) Maqnetik Aktivlik İndeksini (MAI) necə hesablayır? - Astronomiya

Günəş ləkələri, güclü maqnit sahəsi olan günəş fotosferindəki qaranlıq xüsusiyyətlər, 400 ildən çoxdur müşahidə olunur. Bunlar günəş alovlarının və tac kütləvi tullantıların (CME) meydana gəldiyi bölgələrin ən görünən komponentləridir və bu püskürən hadisələr yer üzündə elektrik enerjisi kəsintilərinə və telekommunikasiya və naviqasiya xidmətlərinin kəsilməsinə səbəb ola bilər. Günəş ləkələri bölgələrinin dərin günəşin içərisində yaradıldığına inanılsa da, bu bölgələrin konveksiya zonasından fotosferə çıxması bu günə qədər aşkarlanmamış qalmışdır.

Stanford alimləri bu gün Günəşin dərin hissəsində günəş diskinə görünməsindən 1-2 gün əvvəl bir neçə günəş nöqtəsinin aşkar edildiyini bildirirlər. Onların nəticələri günəş ləkələrinin səthdən ən az 60.000 km aşağıda əmələ gəldiyini və bu dərinlikdən səthə ortalama 0,3-0,6 km / s sürətlə çıxdığını göstərir. Günəşin içərisində günəş ləkələrinin aşkarlanması kosmik hava proqnozlarını yaxşılaşdırmaq və genişləndirmək üçün istifadə edilə bilən səth maqnit fəaliyyəti haqqında faydalı xəbərdarlıqlar verə bilər. Günəş ləkələrini aşkar etmək üçün istifadə etdikləri texnikaya zaman məsafəsi helioseismologiya deyilir və seysmoloqların Yerin daxili hissəsini təsvir etmək üçün istifadə etdikləri bir texnikaya bənzəyir.

Nəticələri Stathis Ilonidis, Junwei Zhao ve Alexander Kosovichev, Science Magazine'in 19 Avqust sayında (cild 333, s. 993-996, 2011) yayımlanan "Günəşin İçərisində İnkişaf Etməkdə olan Günəş Ləkələri Bölgələrinin Aşkarlanması" adlı məqalədə bildirirlər. .


Mündəricat

Günəş salınım rejimləri, hidrostatik tarazlıqda təxminən sferik simmetrik öz-özünə çəkən mayenin rezonanslı titrəmələri kimi şərh olunur. Sonra hər bir rejim təqribən r < displaystyle r> radiuslu bir funksiyanın məhsulu və sferik bir harmonik Y l m (θ, ϕ) < displaystyle Y_ məhsulu kimi təqdim edilə bilər.^( theta, phi)>, və nəticədə üç kvant ədədi ilə xarakterizə edilə bilər:

Salınımların iki kateqoriyaya ayrıldığını göstərmək olar: daxili rəqslər və səth rəqslərinin xüsusi kateqoriyası. Daha konkret olaraq bunlar var:

Təzyiq rejimləri (p rejimləri) Düzəliş edin

Təzyiq rejimləri mahiyyət etibarilə səs dalğalarıdır. Dominant bərpaedici qüvvə təzyiqdir (üzgüçülük əvəzinə), buna görə də ad. İçəridən nəticə çıxarmaq üçün istifadə olunan bütün günəş salınımları p rejimidir, tezlikləri təxminən 1 ilə 5 millihertz arasındadır və açısal dərəcələr sıfırdan (tamamilə radial hərəkət) 10 3 < displaystyle 10 ^ <3>> -ə qədər dəyişir. Geniş şəkildə desək, enerji sıxlıqları səs sürəti ilə tərs mütənasib radiusla dəyişir, buna görə rezonans tezlikləri əsasən Günəşin xarici bölgələri ilə təyin olunur. Nəticədə günəş nüvəsinin quruluşunu onlardan çıxarmaq çətindir.

Cazibə rejimləri (g rejimləri) Düzəliş edin

Cazibə rejimləri ya radiasiya daxili və ya atmosfer konvektiv olaraq sabit bölgələrlə məhdudlaşır. Bərpaedici qüvvə əsasən qaldırma qüvvəsidir və dolayısı ilə adlarını çəkdikləri dolayısı ilə cazibə qüvvəsidir. Konveksiya zonasında həssasdırlar və bu səbəbdən daxili rejimlər səthdə kiçik amplitüdlərə malikdir və aşkarlanması və müəyyən edilməsi olduqca çətindir. [16] Çoxdan bəri qəbul edilmişdir ki, yalnız bir neçə g rejiminin ölçülməsi Günəşin dərin daxili biliklərini əhəmiyyətli dərəcədə artıra bilər. [17] Bununla yanaşı, dolayı aşkarlamalar tələb edildiyi [18] [19] və etiraz edilməsinə baxmayaraq, heç bir fərdi g rejimi hələ birmənalı şəkildə ölçülməmişdir. [20] [21] Əlavə olaraq konvektiv olaraq sabit atmosferlə məhdudlaşmış oxşar cazibə rejimləri də ola bilər.

Səthin cazibə rejimləri (f rejimləri) Düzəliş edin

Səthi cazibə dalğaları, Lagrangian təzyiq narahatlığının mahiyyət etibarilə sıfır olduğu xüsusiyyətinə sahib dərin suda dalğalara bənzəyir. Onlar yüksək dərəcə ℓ < displaystyle ell>, xarakterik bir məsafəni R / ℓ < displaystyle R / ell> içərisinə keçirlər, burada R < displaystyle R> günəş radiusudur. Yaxşı bir yaxınlaşma üçün dərin su dalğası dispersiyası qanununa əməl edirlər: ω 2 = g k h < displaystyle omega ^ <2> = gk _ < rm >>, Günəşin təbəqələşməsindən asılı olmayaraq, burada ω < displaystyle omega> açısal tezlikdir, g < displaystyle g> səthi cazibə və k h = ℓ / R < displaystyle k _ < rm > = ell / R> üfüqi boşluq nömrəsidir, [22] və k h → ∞ < displaystyle k _ < rm kimi əlaqəyə asimptotik olaraq meyl edir. > rightarrow infty>.

Qlobal helioseismology Edit

Xam seysmik məlumatların təhlili üçün əsas vasitə Fourier çevrilməsidir. Yaxşı bir yaxınlaşma üçün, hər bir rejim, bir tezlik funksiyası kimi gücün Lorentz funksiyası olduğu sönmüş bir harmonik osilatordur. Mekansal olaraq həll edilmiş məlumatlar, adətən, daha sonra Fourier-ə çevrilən zaman seriyaları əldə etmək üçün istənilən sferik harmoniklərə proqnozlaşdırılır. Helioseismologlar ümumiyyətlə yaranan bir ölçülü güc spektrlərini iki ölçülü spektrdə birləşdirirlər.

Salınımların aşağı tezlik diapazonunda qranulyasiyanın yaratdığı dəyişikliklər üstünlük təşkil edir. Əvvəlcə rejimlər analiz edilməzdən əvvəl (və ya eyni zamanda) süzülməlidir. Günəş səthindəki dənəvər axınlar, əsasən yüksələn qranulların mərkəzlərindən aralarındakı ensiz enməyə qədər üfüqi olur. Salınımlara nisbətən qranulyasiya intensivliyi baxımdan sürətdən daha güclü bir siqnal yaradır, buna görə sonuncusu helioseysmik rəsədxanalar üçün üstünlük təşkil edir.

Yerli helioseismology Edit

Yerli helioseismologiya - 1993-cü ildə Charles Lindsey, Doug Braun və Stuart Jefferies tərəfindən yaradılan bir termin [27] - müşahidə məlumatlarından nəticə çıxarmaq üçün bir neçə fərqli analiz metodundan istifadə edir. [2]

  • The Fourier-Hankel spektral metodu əvvəlcə günəş ləkələri ilə dalğa emilimini axtarmaq üçün istifadə edilmişdir. [28]
  • Ring-diagram təhliliİlk olaraq Frank Hill tərəfindən təqdim edilən [29], günəş səthinin yamaqları üzərində hesablanan günəş salınımlarının güc spektrlərindən mühit akustik dalğalarının Doppler dəyişikliyini müşahidə edərək günəş səthinin altındakı üfüqi axınların sürətini və istiqamətini çıxarmaq üçün istifadə olunur. ° × 15 °). Beləliklə, halqa diaqramı analizi Günəşdəki (Günəşin yarısından fərqli olaraq) yerli bölgələrə tətbiq olunan qlobal bir helioseismologiyanın ümumiləşdirilməsidir. Məsələn, səs sürəti və adiabatik indeks maqnit cəhətdən aktiv və hərəkətsiz (sakit Günəş) bölgələrində müqayisə edilə bilər. [30]
  • Zaman məsafəsi helioseismologiya[31] günəş dalğalarının günəş səthindəki hər iki yer arasındakı səyahət müddətlərini ölçmək və şərh etmək məqsədi daşıyır. İki yeri birləşdirən şüa yolunun yaxınlığındakı qeyri-bərabərlik, bu iki nöqtə arasındakı səyahət müddətini narahat edir. Daha sonra günəşin daxili quruluşunu və dinamikasını çıxarmaq üçün tərs problem həll edilməlidir. [32]
  • Helioseismik holoqrafiya, uzaqdan (maqnit) görüntüləmə məqsədi ilə Charles Lindsey və Doug Braun tərəfindən ətraflı şəkildə təqdim edilmiş, [33] faza həssas holoqrafiyanın xüsusi bir vəziyyətidir. Fikir, görünən diskdəki dalğa sahəsindən istifadə edərək Günəşin uzaq tərəfindəki aktiv bölgələri öyrənməkdir. Helioseismik holoqrafiyadakı əsas fikir dalğa sahəsinin, məsələn, Günəş səthində müşahidə olunan mənzərə xətti Doppler sürətinin, zamanın istənilən anında günəşin daxili hər hansı bir yerindəki dalğa sahəsinin qiymətləndirilməsində istifadə edilə bilməsi. Bu mənada, holoqrafiya, seysmik miqrasiyaya bənzəyir, geofizikada 1940-cı illərdən bəri istifadə olunan bir texnika. Digər bir nümunə olaraq, bu texnika günəş alovunun seysmik görüntüsünü vermək üçün istifadə edilmişdir. [34]
  • İldə birbaşa modelləşdirmə, fikri, Fourier sahəsindəki dalğa sahəsindəki görülən tezlik-dalğalanma rəqəmləri arasındakı əlaqələrin birbaşa çevrilməsindən qaynaqlanan yeraltı axınları qiymətləndirməkdir. Woodard [35] texnikanın f rejimlərini səthə yaxın axınları bərpa etmək qabiliyyətini nümayiş etdirdi.

Giriş Redaktə edin

Günəşin salınım rejimləri onun davamlı quruluşuna həssas olan ayrı-ayrı müşahidələr toplusunu təmsil edir. Bu, alimlərə Günəşin daxili quruluşu və dinamikası üçün tərs problemlər hazırlamağa imkan verir. Günəşin bir referans modeli nəzərə alındıqda, onun rejim frekansları ilə Günəşin frekansları arasındakı fərqlər, Günəşin quruluşu ilə istinad modeli arasındakı fərqlərin ağırlıqlı ortalamalarıdır. Tezlik fərqləri daha sonra bu struktur fərqlərini çıxarmaq üçün istifadə edilə bilər. Bu ortalamaların çəki funksiyaları kimi bilinir ləpələr.

Struktur Düzenle

Günəşin quruluşuna ilk çevrilmələr Duvall qanunu [36] və daha sonra bir referans günəş modeli haqqında xəttli Duvall qanunu istifadə edilərək edildi. [37] Bu nəticələr daha sonra nəzəri bir istinad modeli [17] [38] [39] haqqında ulduz salınımlarını təsvir edən bütün tənliklər xəttini analiz edən təhlillərlə tamamlandı və indi tezlik məlumatlarını tərs çevirmək üçün standart bir yoldur. [40] [41] Ters çevrilmələr günəş modellərindəki fərqləri nümayiş etdirdi və tətbiq edilərək çox azaldıldı cazibə məskunlaşması: ağır elementlərin günəş mərkəzinə doğru tədricən ayrılması (və onları əvəz etmək üçün səthə daha yüngül elementlər). [42] [43]

Fırlanma Düzəlişi

Günəş mükəmməl sferik olsaydı, fərqli azimutal sifarişli rejimlər m eyni tezliklərə sahib olardı. Fəqət fırlanma bu degenerasiyanı pozur və rejimlərin tezlikləri fərqlənir fırlanan parçalanmalar bunlar Günəşdə açısal sürətin ortalamalarıdır. Fərqli rejimlər Günəşin müxtəlif hissələrinə həssasdır və kifayət qədər məlumat verildiyi təqdirdə, bu fərqlər Günəş boyunca fırlanma sürətini çıxarmaq üçün istifadə edilə bilər. [44] Məsələn, Günəş boyunca bərabər bir şəkildə fırlansaydı, bütün p rejimləri təxminən eyni miqdarda bölünərdi. Əslində ekvatorun dirəklərdən daha sürətli döndüyü səthdə göründüyü kimi açısal sürət bərabər deyil. [45] Günəş kifayət qədər yavaş-yavaş fırlanır ki, sferik, dönməyən bir model fırlanan ləpələri çıxarmaq üçün reallığa yaxın olsun.

Helioseismology, Günəşin bir neçə xüsusiyyətə sahib bir fırlanma profilinə sahib olduğunu göstərdi: [46]

  • daxili nüvənin fırlanma sürəti yaxşı bilinməsə də, sərt bir şəkildə fırlanan radiasiya (yəni konvektiv olmayan) zona
  • kimi tanınan nazik bir qayçı təbəqəsi taxoklinsərt şəkildə fırlanan daxili və diferensial olaraq dönən konvektiv zərfi ayıran
  • fırlanma sürətinin həm dərinlik, həm enliklə həm də dəyişdiyi konvektiv zərf
  • fırlanma sürətinin səthə doğru yavaşladığı səthin altındakı son bir kəsmə təbəqəsi.

Geoseismology Edit

Helioseismology geoseismology ilə bənzətmədən anadan olmuşdur, lakin bir neçə mühüm fərq qalır. Birincisi, Günəşin möhkəm bir səthi yoxdur və bu səbəbdən kəsilmə dalğalarını dəstəkləyə bilməz. Məlumat təhlili nöqteyi-nəzərindən qlobal helioseismologiya geoseismologiyadan yalnız normal rejimləri öyrənməklə fərqlənir. Beləliklə, yerli helioseismologiya tam dalğa sahəsini tədqiq etdiyi mənasında ruh baxımından geoseismologiyaya bir qədər yaxındır.

Asteroseismology Edit

Günəş bir ulduz olduğundan, helioseismologiya asteroseismology kimi tanınan digər ulduzlarda salınımların öyrənilməsi ilə sıx əlaqəlidir. Helioseismologiya, daha çox rəqsləri günəşə bənzər osilatorlar kimi tanınan xarici konveksiya zonaları tərəfindən idarə olunan və sönən ulduzların tədqiqi ilə əlaqəlidir, lakin əsas nəzəriyyə dəyişkən ulduzun digər sinifləri üçün geniş şəkildə eynidir.

Əsas fərq uzaq ulduzlarda salınımların həll edilə bilməməsidir. Sferik harmonikin daha parlaq və qaranlıq sektorları ləğv olunduğundan, bu, asterosismologiyanı demək olar ki, aşağı dərəcə rejimləri ilə məhdudlaşdırır (açı dərəcəsi ular ≤ 3 < displaystyle ell leq 3>). Bu, inversiyanı daha da çətinləşdirir, lakin daha məhdudlaşdırıcı fərziyyələr irəli sürməklə yuxarı hədlər əldə edilə bilər.

Günəş rəqsləri ilk dəfə 1960-cı illərin əvvəllərində müşahidə olunmuşdur [47] [48] təqribən 5 dəqiqəlik bir müddətlə kvazi periodik bir intensivlik və mənzərə xətti sürət dəyişikliyi kimi. Elm adamları yavaş-yavaş salınımların Günəşin qlobal rejimləri ola biləcəyini anladılar və rejimlərin iki ölçülü güc spektrlərində aydın silsilələr meydana gətirəcəyini təxmin etdilər. [49] [50] Ardından 1970-ci illərin ortalarında yüksək dərəcəli rejimlərin müşahidələrində silsilələr təsdiqləndi, [51] [52] və bütün disk müşahidələrində fərqli radyal sifarişli mod multipletləri fərqləndirildi. [12] [53] Bənzər bir zamanda Jørgen Christensen-Dalsgaard və Douglas Gough, Günəşin daxili quruluşunu çıxarmaq üçün fərdi rejim frekanslarından istifadə potensialını təklif etdilər. [54] Günəş modellərini aşağı dərəcə məlumatlara qarşı kalibr etdilər [55] biri aşağı Y < displaystyle Y> və buna uyğun aşağı neytrin istehsal nisbəti L ν < displaystyle L _ < nu >> olan iki oxşar uyğunluğu taparaq, digəri daha yüksək Y < displaystyle Y> və L ν < displaystyle L _ < nu >> ilə əvvəlki zərf kalibrləri yüksək dərəcələrə nisbətən [56] [57] sonuncunu üstün tutdu, lakin nəticələr tamamilə inandırıcı deyildi. Tom Duvall və Jack Harvey [13] əvvəlki müşahidələrlə əlaqəli kvant ədədlərini təyin etmək üçün orta dərəcə rejimlərini ölçərək iki həddindən artıq məlumat dəstini birləşdirənə qədər daha yüksək Y < displaystyle Y> modeli quruldu və bununla da erkən mərhələdə neytrino probleminin həllinin nüvə və ya hissəcik fizikasında olması lazım olduğunu.

1980-ci illərdə inkişaf etdirilən yeni tədqiqat üsulları, tədqiqatçılara profillərin səs sürətini və daha az dəqiqliklə Günəşin böyük bir hissəsində sıxlıq çıxartmasına imkan verərək günəş quruluşunun nəticəsindəki qalıq səhvlərin neytrino probleminin səbəbi olmadığı qənaətini təsdiqlədi. . Onilliyin sonlarına yaxın aparılan müşahidələr də salınım rejimi tezliklərinin Günəşin maqnit fəaliyyət dövrü ilə dəyişdiyini göstərməyə başladı. [58]

Gecə Günəşi müşahidə edə bilməmək problemini həll etmək üçün bir neçə qrup teleskop şəbəkələrini (məsələn, Birmingham Günəş Salınımları Şəbəkəsi və ya BiSON, [59] [60] və Qlobal Osilasiya Şəbəkəsi Qrupunu [61] birləşdirməyə başlamışdı. ) Günəş həmişə ən azı bir düyünə görünəcəkdir. Uzun, fasiləsiz müşahidələr sahəni yetkin vəziyyətə gətirdi və sahənin vəziyyəti 1996-cı il xüsusi sayında ümumiləşdirildi Science jurnalı. [62] Bu, Helioseismologiya üçün yüksək keyfiyyətli məlumatlar istehsal etməyə başlayan Günəş və Heliosferik Rəsədxananın (SoHO) normal işlərinin başlanmasına təsadüf etdi.

Sonrakı illərdə günəş neytrino problemi həll edildi və uzun seysmik müşahidələr çoxsaylı günəş aktivliyi dövrlərinin analizinə imkan verdi. [63] Standart günəş modelləri ilə helioseismik inversiyalar [64] arasındakı razılaşma, günəş fotosferinin ağır element tərkibinin üç ölçülü modellərə əsaslanan yeni ölçmələri ilə pozuldu. [65] Nəticələr daha sonra 1990-cı illərdə istifadə olunan ənənəvi dəyərlərə doğru yönəlsə də, [66] yeni bolluqlar modellər və helioseysmik inversiyalar arasındakı anlaşmanı xeyli pisləşdirdi. [67] Uyuşmazlığın səbəbi həll olunmamış qalır [23] və kimi bilinir günəş bolluğu problemi.

SoHO-nun kosmik əsaslı müşahidələri davam etdi və SoHO-ya 2010-cu ildə fəaliyyətə başladığı gündən bəri Günəşi daim izləyən Günəş Dinamikası Rəsədxanası (SDO) qatıldı. Əlavə olaraq, yerüstü şəbəkələr (xüsusən BiSON və GONG) fəaliyyətini davam etdirir və yerdən davamlı məlumatlar da verir.


Günəşə əyləc vermək: Astronomlar yavaş yavaş fırlanmanın tapmacasını həll edirlər


Günəş Dinamikası Rəsədxanası kosmik gəmisində Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) ilə çəkilmiş Günəş şəkli. NASA fotoşəkili.

Hawai Universiteti və # 699i & # 39s Astronomiya İnstitutunun (IfA), eləcə də Braziliyanın və Stanford Universitetinin astronomları çoxdan bəri davam edən günəş sirrini həll etmiş ola bilər. İki on il əvvəl, elm adamları Günəşin xarici yüzdə beşinin içinin qalan hissəsindən daha yavaş fırlandığını kəşf etdilər. İndi yeni bir araşdırmada, jurnalda yayımlanacaq Fiziki Baxış Məktubları, IfA Maui alimləri Ian Cunnyngham, Jeff Kuhn və Isabelle Scholl, Marcelo Emilio (Braziliya) və Rock Bush (Stanford) ilə birlikdə Günəşin və xarici təbəqələrin yavaşlamasından məsul olan fiziki mexanizmi təsvir edirlər.

Komandanın lideri Jeff Kuhn, & Gündəm tezliklə dönməyəcəyini söylədi, ancaq yer üzünü qızdıran eyni günəş radiasiyasının Eynşteyn və rsquos Xüsusi Nisbilik səbəbiylə Günəş olduğunu və səthindən başlayaraq yavaş yavaş yavaşlamasına səbəb olduğunu aşkar etdik. & Rdquo

Günəş öz oxunda orta hesabla ayda bir dəfə fırlanır, lakin fırlanma, məsələn, qatı Yer və ya dönən disk kimi deyil, çünki sürət Günəşin eninə və Günəşin mərkəzindən məsafəyə görə dəyişir.

Komanda NASA & rsquos Solar Dynamics Observatory and Helioseismic and Magnetic Imager peykindən Günəşin kəskin aşağı dönmə və rsquos fırlanma sürətini çox xarici 150 km-də ölçmək üçün bir neçə illik məlumatları istifadə etdi. Said Kuhn, & ldquoBu onu yavaşlatan zərif bir torkdur, lakin Günəşin 5 milyard illik ömrü boyunca xarici 35.000 km məsafədə çox nəzərəçarpacaq dərəcədə təsir göstərmişdir. & Rdquo Məqalələri bu & ldquophoton-frenleme effektinin və rdquo-nun necə işləməsini izah edir. ən çox ulduz.

Günəş və rsquos səthindəki bu fırlanma dəyişikliyi böyük miqyaslı günəş maqnit sahəsini təsir edir və tədqiqatçılar indi taca və nəhayət Yerə & rsquos mühitinə uzanan günəş maqnetizminin bu əyləcdən necə təsirlənəcəyini anlamağa çalışırlar.

Araşdırma yanvar sayında ortaya çıxacaq Fiziki Baxış Məktubları, və https://arxiv.org/abs/1612.00873 saytında onlayn əldə etmək mümkündür.

1967-ci ildə qurulan Hawai Universiteti A & # 699i & M & 257noa-dakı Astronomiya İnstitutu qalaktikalar, kosmologiya, ulduzlar, planetlər və günəş mövzusunda araşdırmalar aparır. Fakültə və işçiləri astronomiya təhsili, dərin kosmik missiyalar və Haleakala və Maunakeadakı rəsədxanaların inkişafı və idarəedilməsində iştirak edirlər. İnstitut, O & # 699ahu, Maui və Hawai və # 699i adalarında müəssisələr fəaliyyət göstərir.

(Tam başlıq) Günəş Dinamikası Rəsədxanası kosmik gəmisində Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) ilə çəkilmiş Günəş şəkli. HMI, salınımları və günəş səthindəki maqnit sahəsini və ya fotosferi öyrənmək üçün hazırlanmış bir cihazdır. HMI tam günəş diskini 1 yay saniyəsi qətnaməsi ilə müşahidə edir. Kredit: NASA.


Bütün Elm Jurnalı Təsnifatı (ASJC) kodları

  • APA
  • Müəllif
  • BIBTEX
  • Harvard
  • Standart
  • RIS
  • Vancouver

In: Astrophysical Journal, Vol. 893, No 1, 24, 10.04.2020.

Tədqiqat nəticəsi: Jurnala töhfə ›Məqalə› peer-review

T1 - SDO / HMI Müşahidələrinin Günəş Atmosferini Yüksək Enerji Elektronları Çökdürərək İstiləşdirməsinə Cavab

AU - Kosoviçev, Alexander G.

N1 - Publisher Müəllif hüquqları: © 2020. Amerika Astronomiya Cəmiyyəti. Bütün hüquqlar qorunur.

N2 - Günəş dövründə yüksək enerjili elektronların çökməsi ilə qızdırılan günəş atmosferi modelləri üçün Günəş Dinamikası Rəsədxanasının (SDO) bortundakı Helioseysmik və Maqnetik Görüntüləmə cihazının (HMI) görmə qabiliyyətinin analizini aparırıq. alovlar. Radiativ hidrodinamik (RADYN) alovlanma modelləri F-CHROMA verilənlər bazasından əldə edilir. SDO / HMI tərəfindən müşahidə olunan Fe 6173 Å xətti üçün Stokes profilləri, atom səviyyəli populyasiyalar üçün statistik tarazlıq götürülərək və müxtəlif güclü vahid şaquli maqnit sahələri qoyaraq RH1.5D radiasiya ötürmə kodundan istifadə edərək hesablanır. SDO / HMI müşahidə ardıcıllığı və LOS məlumatların işlənməsi boru kəmərinin alqoritmi müşahidə olunanları əldə etmək üçün tətbiq olunur (davamlı intensivlik, xətt dərinliyi, Doppler sürəti, LOS maqnit sahəsi). Nəticələrimiz, müşahidə olunan maddələrin faktiki spektroskopik xətt parametrlərindən ən güclü sapmalarının, ümumi enerjinin E total = 1.0 × 1012 erg sm-2 qoyulmuş,, = 3 güc qanunu spektral indeksi vurulmuş model üçün tapıldığını göstərir. E c = 25 keV aşağı enerjili bir kəsikdən yuxarı. Sürət və maqnit sahəsindəki sapmaların böyüklüyü tətbiq olunan maqnit sahəsindən asılıdır və LOS sürətləri üçün 0,35 km s-1, LOS maqnit sahəsi üçün 90 G və 1000 G tətbiq olunan LOS maqnit sahəsi üçün davamlı inkişaf üçün% 3-ə çata bilər. . E ümumi ≥ 3.0 × 1011 erg cm-2 modelləri üçün sürət və maqnit sahəsindəki sapmalar ∼50 keV elektronlar tərəfindən ötürülən enerji axını ilə ən güclü şəkildə əlaqələndirilir və davamlı gücləndirmə sintez edilmiş ∼55-60 keV sərt X ilə əlaqələndirilir. -ray foton axını. Müşahidə olunan maddələrin narahatlıq dərəcələrinin nisbətən aşağı olması və maqnit sahəsindəki işarələrin geri çevrilməməsi, vahid şaquli maqnit sahəsi qurğuları ilə artırılmış nəzərdən keçirilmiş RADYN şüa istilik modellərinin SDO / HMI müşahidələrində aşkar olunan güclü keçici dəyişiklikləri izah edə bilməyəcəyini göstərir.

AB - Günəş Dinamikası Rəsədxanasının (SDO) bortundakı Helioseysmik və Maqnetik Görüntüləmə cihazının (HMI) görmə qabiliyyətinin (LOS) müşahidə olunan maddələrinin günəş zamanı yüksək enerjili elektronların çökməsi ilə qızdırılan günəş atmosferi modelləri üçün analizini aparırıq. alovlar. Radiativ hidrodinamik (RADYN) alovlanma modelləri F-CHROMA verilənlər bazasından əldə edilir. SDO / HMI tərəfindən müşahidə olunan Fe 6173 Å xətti üçün Stokes profilləri, atom səviyyəli populyasiyalar üçün statistik tarazlıq götürülərək və müxtəlif güclü vahid şaquli maqnit sahələri qoyaraq RH1.5D radiasiya ötürmə kodundan istifadə edərək hesablanır. SDO / HMI müşahidə ardıcıllığı və LOS məlumatların işlənməsi boru kəmərinin alqoritmi müşahidə olunanları əldə etmək üçün tətbiq olunur (davamlı intensivlik, xətt dərinliyi, Doppler sürəti, LOS maqnit sahəsi). Nəticələrimiz, müşahidə olunan maddələrin faktiki spektroskopik xətt parametrlərindən ən güclü sapmalarının, ümumi enerjinin E total = 1.0 × 1012 erg sm-2 qoyulmuş,, = 3 güc qanunu spektral indeksi vurulmuş model üçün tapıldığını göstərir. E c = 25 keV aşağı enerjili bir kəsikdən yuxarı. Sürət və maqnit sahəsindəki sapmaların böyüklüyü tətbiq olunan maqnit sahəsindən asılıdır və LOS sürətləri üçün 0,35 km s-1, LOS maqnit sahəsi üçün 90 G və 1000 G tətbiq olunan LOS maqnit sahəsi üçün davamlı inkişaf üçün% 3-ə çata bilər. . E ümumi ≥ 3.0 × 1011 erg cm-2 modelləri üçün sürət və maqnit sahəsindəki sapmalar ∼50 keV elektronlar tərəfindən ötürülən enerji axını ilə ən güclü şəkildə əlaqələndirilir və davamlı gücləndirmə sintez edilmiş ∼55-60 keV sərt X ilə əlaqələndirilir. -ray foton axını. Müşahidə olunan maddələrin narahatlıq dərəcələrinin nisbətən aşağı olması və maqnit sahəsindəki işarələrin geri çevrilməməsi, vahid şaquli maqnit sahəsi qurğuları ilə artırılmış nəzərdən keçirilmiş RADYN şüa istilik modellərinin SDO / HMI müşahidələrində aşkar olunan güclü keçici dəyişiklikləri izah edə bilməyəcəyini göstərir.


Təşəkkürlər

SDO missiyasının və STEREO missiyasının uğurlu olmasında əməyi olan çoxsaylı komanda üzvlərinə təşəkkür edirik. Bu işdə istifadə olunan açıq mənbəli paketlərin (NumPy və Keras) hazırlanmasına həsr olunmuş cəmiyyətin səylərini qəbul edirik. Bu iş, Koreya Təhsil Nazirliyi tərəfindən maliyyələşdirilən Milli Araşdırmalar Vəqfi (NRF) vasitəsi ilə BK21 + Proqramı, Təhsil Nazirliyi tərəfindən maliyyələşdirilən NRF (NRF-2016R1A2B4013131), NRF tərəfindən verilən qrant vasitəsilə Əsas Elm Tədqiqat Proqramı tərəfindən dəstəklənmişdir. Koreya hökuməti tərəfindən maliyyələşdirilən (nömrə NRF-2013M1A3A3A02042232), Koreya Astronomiyası və Kosmik Elmlər İnstitutu, Elm və İKT Nazirliyinin, Koreya Astronomiya və Kosmik Elmlər İnstitutunun R & ampD proqramı altında 'Günəş Koronaqrafının İnkişafı Beynəlxalq Kosmik Stansiya (Layihə No. 2019-1-850-02) ', Elm və İKT Nazirliyinin rəhbərliyi, Koreya hökuməti (MSIP) tərəfindən maliyyələşdirilən Məlumat və amp Rabitə Texnologiyalarının Təşviqi İnstitutunun (IITP) qrantı (2018 sayı -0-01422, 'Günəş alovlarının təhlili və proqnozlaşdırma üsulu üzərində iş') və İnSpace Co., Ltd.-dəki Süni Zəka Laboratoriyası, SDO məlumatları (qismən) NASA və KASI tərəfindən idarə olunan SDO / HMI Komandası ilə əməkdaşlıq çərçivəsində SDO üçün Koreya Məlumat Mərkəzi (KDC).


Günəş Dinamikası Rəsədxanası Sistem Konsepsiyasının icmalı Helioseismik və Maqnetik Görüntüləmə Layihəsi Təqdimatı - PowerPoint PPT Təqdimatı

Uzaq Fəaliyyət Təkamülü. A-R meydana gəlməsini proqnozlaşdırmaq. IMF Bs Events. Elm məqsədi. Ni I 676.8 nm xətti əvəzinə Fe I 617.3 nm udma xətti. . & ndash PowerPoint PPT təqdimatı

PowerShow.com aparıcı bir təqdimat / slayt şou paylaşma veb saytıdır. Tətbiqiniz iş, necə etmə, təhsil, tibb, məktəb, kilsə, satış, marketinq, onlayn təlim və ya əyləncə üçün olsun, PowerShow.com əla bir qaynaqdır. Və ən əsası, ən yaxşı xüsusiyyətlərinin çoxu pulsuz və istifadəsi asandır.

Təsəvvür edə biləcəyiniz hər hansı bir mövzuda onlayn PowerPoint ppt təqdimatlarını tapmaq və yükləmək üçün PowerShow.com-dan istifadə edə bilərsiniz, beləliklə öz slaydlarınızı və təqdimatlarınızı pulsuz olaraq necə inkişaf etdirəcəyinizi öyrənə bilərsiniz. Və ya pulsuz, yeni bir şey etməyi öyrədəcək şəkilli və ya cizgi slaydlarla yüksək keyfiyyətli necə PowerPoint ppt təqdimatlarını tapmaq və yükləmək üçün istifadə edin. Müəllimləriniz, sinifiniz, tələbələriniz, müdirləriniz, işçiləriniz, müştəriləriniz, potensial investorlarınız və ya dünya ilə bölüşmək üçün öz PowerPoint slaydlarınızı yükləmək üçün istifadə edin. Və ya Facebook dostlarınızla və ya Google+ dairələrinizlə paylaşa biləcəyiniz 2D və 3B keçidlər, animasiya və musiqi seçiminizlə həqiqətən sərin foto slayt şouları yaratmaq üçün istifadə edin. Hamısı pulsuzdur!

Kiçik bir ödəniş müqabilində sənayenin ən yaxşı onlayn məxfiliyini əldə edə və ya təqdimatlarınızı və slayd şoularınızı ən yaxşı reytinqlərlə tanıtmaq olar. Ancaq bunun xaricində pulsuzdur. Təqdimatlarınızı və slayd şoularınızı animasiya, 2B və 3B keçid effektləri, yerləşmiş musiqi və ya digər səslər, hətta slaydlara yerləşdirilmiş video daxil olmaqla bütün orijinal multimediya şöhrəti ilə universal Flash formatına çevirəcəyik. Hamısı pulsuzdur. PowerShow.com saytındakı təqdimatların və slayt şouların əksəriyyətinə baxmaq pulsuzdur, hətta bir çoxunun yüklənməsi pulsuzdur. (İnsanların orijinal PowerPoint təqdimatlarınızı və foto slayt şoularınızı pulsuz və ya pulsuz olaraq yükləmələrinə icazə veriləcəyini seçə bilərsiniz.) PowerShow.com-a bu gün PULSUZ baxın. Həqiqətən hər kəs üçün bir şey var!

pulsuz təqdimatlar. Və ya pulsuz, yeni bir şey etməyi öyrədəcək şəkilli və ya cizgi slaydlarla yüksək keyfiyyətli necə PowerPoint ppt təqdimatlarını tapmaq və yükləmək üçün istifadə edin. Müəllimləriniz, sinifiniz, tələbələriniz, müdirləriniz, işçiləriniz, müştəriləriniz, potensial investorlarınız və ya dünya ilə bölüşmək üçün öz PowerPoint slaydlarınızı yükləmək üçün istifadə edin. Və ya Facebook dostlarınızla və ya Google+ dairələrinizlə paylaşa biləcəyiniz 2D və 3B keçidlər, animasiya və musiqi seçiminizlə həqiqətən sərin foto slayt şouları yaratmaq üçün istifadə edin. Hamısı pulsuzdur!


6. XÜLASƏ

Maqnetik sahəni və AR 11158 enerjisini 5 gün ərzində bir sıra HMI vektor maqnetoqramlarından istifadə edərək araşdırdıq. Koronal görüntü ilə birləşdirilmiş bir NLFFF ekstrapolyasiya, koronal maqnit quruluşu, elektrik cərəyanları və sərbəst enerji haqqında məlumat verir. Erkən axınına qədər təkrarlanan iri alovlara və CME püskürmələrinə qədər, AR tədricən və ya ani olaraq dəyişən maqnit sahəsindəki dəyişikliklərlə idarə olunan və ya nəticələnən enerji yığma və sərbəst buraxma mərhələlərini göstərir. Əsas nəticələri aşağıdakı kimi ümumiləşdiririk.

Böyük bir AR vektor maqnit sahəsinin mütəmadi kəmiyyət tədqiqi və statistik tədqiqatları, HMI-nin yüksək məkan və müvəqqəti çözünürlükdə tam günəş diskini müşahidə etməsi ilə mümkün olur. Həm məlumatların azaldılması, həm də modelləşdirmə prosedurlarında problemlər hələ də çox olsa da, yeni mövcud məlumatlardan istifadə edərək daha dərin araşdırmaların nəticədə AR maqnit sahələri və enerjisini daha yaxşı başa düşməsinə səbəb olacağını gözləyirik.

Məlumat və şəkillər NASA / SDO və HMI və AIA elm qruplarının nəzakətidir. Faydalı şərhlər üçün adsız hakimə təşəkkür edirik. J. Schou, S. Couvidat və R. Centeno Elliot'a HMI səs-küy xarakteristikası və Monte Carlo təcrübəsi və W. Liu'ya AIA və SOT məlumatları üçün kömək üçün təşəkkür edirik. SDO/ HMI, çox borclu olduğumuz bir çox komandanın və şəxslərin birgə səyidir. Hinode ISAS / JAXA tərəfindən inkişaf etdirilən və başlatılan, daxili tərəfdaş NAOJ, beynəlxalq tərəfdaş kimi NASA və STFC (Böyük Britaniya) olan bir Yapon missiyadır. Bu qurumlar tərəfindən ESA və NSC (Norveç) ilə iş birliyində idarə olunur. Ressi bir NASA Kiçik Explorer (SMEX) missiyasıdır. Bu iş, Stanford Universitetinə NASA Müqaviləsi NAS5-02139 (HMI) tərəfindən dəstəklənir.


Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) Maqnetik Aktivlik İndeksini (MAI) necə hesablayır? - Astronomiya

Günəşin səthində müşahidə olunan akustik dalğaları araşdıraraq, helioseismologiya texnikası ilə daxili quruluşunu və dinamikasını çıxarmaq olar. Bu işdə, Günəş Döngüsü 24-ün yüksək dərəcəli akustik rejim frekanslarını analiz edərək Günəş Dövrünün inkişafını araşdırmaq üçün Solar Dynamic Observatory (SDO) bortundakı Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) tam diskli yüksək kadanslı Dopplergram və maqnitoqramlardan istifadə edirik. Tezliklər yerli diaqramın diaqram diaqramından əldə edilir və 2010-cu ilin iyun ayından təxminən doqquz il müddətini əhatə edir.

Tezliklərdəki müvəqqəti dəyişmə günəş aktivliyinin fiziki ölçüləri, məsələn, beynəlxalq günəş nöqtələri sayı (ISN), 10,7 sm radio axını və yerli maqnit aktivliyi indeksi (MAI) araşdırılaraq araşdırılır. Təhlillərimiz yüksək dərəcəli frekansların Günəş dövrü ərzində baş verən dəyişikliklərlə ciddi şəkildə əlaqəli olduğunu təsdiqləyir. Ayrı yarımkürələrin MAI və ISN analizləri göstərir ki, şimal yarımkürəsi cənub yarımkürəsindən əvvəl aktivlik səviyyəsinə çatmışdır. Eyni tendensiya salınım tezliklərində də müşahidə olunur. We further analyze the oscillation frequencies as a function of latitude and find that the latitudinal bands of higher magnetic activity correlate best with the frequency shifts computed at those latitudes. It is expected that the latitudinal variation with the progression of the solar cycle may provide useful insight into different solar dynamo models.

This research was conducted at NSO as part of the Boulder Solar Alliance REU program, funded by NSF.


Mündəricat

The SDO spacecraft was developed at NASA's Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Maryland, and launched on 11 February 2010, from Cape Canaveral Air Force Station (CCAFS). The primary mission lasted five years and three months, with expendables expected to last at least ten years. [7] Some consider SDO to be a follow-on mission to the Solar and Heliospheric Observatory (SOHO). [8]

SDO is a three-axis stabilized spacecraft, with two solar arrays, and two high-gain antennas, in an inclined geosynchronous orbit around Earth.

The spacecraft includes three instruments:

  • the Extreme Ultraviolet Variability Experiment (EVE) built in partnership with the University of Colorado Boulder's Laboratory for Atmospheric and Space Physics (LASP),
  • the Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) built in partnership with Stanford University, and
  • the Atmospheric Imaging Assembly (AIA) built in partnership with the Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory (LMSAL).

Data which is collected by the craft is made available as soon as possible, after it is received. [9]

As of February 2020, SDO is expected to remain operational until 2030. [10]

Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) Edit

The Helioseismic and Magnetic Imager (HMI), led from Stanford University in Stanford, California, studies solar variability and characterizes the Sun's interior and the various components of magnetic activity. HMI will take high-resolution measurements of the longitudinal and vector magnetic field over the entire visible solar disk [ how? ] thus extending the capabilities of SOHO's MDI instrument. [11]

HMI produces data to determine the interior sources and mechanisms of solar variability and how the physical processes inside the Sun are related to surface magnetic field and activity. It also produces data to enable estimates of the coronal magnetic field for studies of variability in the extended solar atmosphere. HMI observations will enable establishing the relationships between the internal dynamics and magnetic activity in order to understand solar variability and its effects. [12]

Extreme Ultraviolet Variability Experiment (EVE) Edit

The Extreme Ultraviolet Variability Experiment (EVE) measures the Sun's extreme ultraviolet irradiance with improved spectral resolution, "temporal cadence", accuracy, and precision over preceding measurements made by TIMED SEE, SOHO, and SORCE XPS. The instrument incorporates physics-based models in order to further scientific understanding of the relationship between solar EUV variations and magnetic variation changes in the Sun. [13]

The Sun's output of energetic extreme ultraviolet photons is primarily what heats the Earth's upper atmosphere and creates the ionosphere. Solar EUV radiation output undergoes constant changes, both moment to moment and over the Sun's 11-year solar cycle, and these changes are important to understand because they have a significant impact on atmospheric heating, satellite drag, and communications system degradation, including disruption of the Global Positioning System. [14]

The EVE instrument package was built by the University of Colorado Boulder's Laboratory for Atmospheric and Space Physics (LASP), with Dr. Tom Woods as principal investigator, [7] and was delivered to NASA Goddard Space Flight Center on 7 September 2007. [15] The instrument provides improvements of up to 70% in spectral resolution measurements in the wavelengths below 30 nm, and a 30% improvement in "time cadence" by taking measurements every 10 seconds over a 100% duty cycle. [14]

Atmospheric Imaging Assembly (AIA) Edit

The Atmospheric Imaging Assembly (AIA), led from the Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory (LMSAL), provides continuous full-disk observations of the solar chromosphere and corona in seven extreme ultraviolet (EUV) channels, spanning a temperature range from approximately 20,000 Kelvin to in excess of 20 million Kelvin. The 12-second cadence of the image stream with 4096 by 4096 pixel images at 0.6 arcsec/pixel provides unprecedented views of the various phenomena that occur within the evolving solar outer atmosphere.

The AIA science investigation is led by LMSAL, which also operates the instrument and – jointly with Stanford University – runs the Joint Science Operations Center from which all of the data are served to the worldwide scientific community, as well as the general public. LMSAL designed the overall instrumentation and led its development and integration. The four telescopes providing the individual light feeds for the instrument were designed and built at the Smithsonian Astrophysical Observatory (SAO). [16] Since beginning its operational phase on 1 May 2010, AIA has operated successfully with unprecedented EUV image quality.

AIA wavelength channel Source [17] Region of solar atmosphere Xarakterik
temperatur
White light (450 nm) continuum Photosphere 5000 K
170 nm continuum Temperature minimum, photosphere 5000 K
160 nm C IV + continuum Transition region and upper photosphere 10 5 and 5000 K
33.5 nm Fe XVI Active region corona 2.5×10 6 K
30.4 nm He II Chromosphere and transition region 50,000 K
21.1 nm Fe XIV Active region corona 2×10 6 K
19.3 nm Fe XII, XXIV Corona and hot flare plasma 1.2×10 6 and 2x10 7 K
17.1 nm Fe IX Quiet corona, upper transition region 6.3×10 5 K
13.1 nm Fe VIII, XX, XXIII Flaring regions 4×10 5 , 10 7 and 1.6×10 7 K
9.4 nm Fe XVIII Flaring regions 6.3×10 6 K

Photographs of the Sun in these various regions of the spectrum can be seen at NASA's SDO Data website. [18] Images and movies of the Sun seen on any day of the mission, including within the last half-hour, can be found at The Sun Today.

SDO down-links science data (K-band) from its two onboard high-gain antennas, and telemetry (S-band) from its two onboard omnidirectional antennas. The ground station consists of two dedicated (redundant) 18-meter radio antennas in White Sands Missile Range, New Mexico, constructed specifically for SDO. Mission controllers operate the spacecraft remotely from the Mission Operations Center at NASA Goddard Space Flight Center. The combined data rate is about 130 Mbit/s (150 Mbit/s with overhead, or 300 Msymbols/s with rate 1/2 convolutional encoding), and the craft generates approximately 1.5 Terabytes of data per day (equivalent to downloading around 500,000 songs). [7]

Attempt Planned Result Turnaround Reason Decision point Weather go (%) Qeydlər
1 10 Feb 2010, 3:26:00 pm Scrubbed Weather (high winds) [19] 10 Feb 2010, 4:22 pm ​(T-3:59, immediately after T-4:00 hold) 40% [20] window 10:26 to 11:26 EST, attempts made at 10:26, 10:56 and 11:26 EST
2 11 Feb 2010, 3:23:00 pm Success 0 days, 23 hours, 57 minutes 60% [20] Window: 10:23 to 11:23 EST

NASA's Launch Services Program at Kennedy Space Center managed the payload integration and launch. [21] The SDO launched from Cape Canaveral Space Launch Complex 41 (SLC-41), utilizing an Atlas V-401 rocket with a RD-180 powered Common Core Booster, which has been developed to meet the Evolved Expendable Launch Vehicle (EELV) program requirements. [22]

Orbit Edit

After launch, the spacecraft was placed into an orbit around the Earth with an initial perigee of about 2,500 km (1,600 mi). SDO then underwent a series of orbit-raising maneuvers which adjusted its orbit until the spacecraft reached its planned circular, geosynchronous orbit at an altitude of 35,789 km (22,238 mi), at 102° West longitude, inclined at 28.5°. [23] This orbit was chosen to allow 24/7 communications to/from the fixed ground station, and to minimise solar eclipses to about an hour a day for only a few weeks a year.

Sun dog phenomenon Edit

Moments after launch, SDO's Atlas V rocket flew past a Sun dog hanging suspended in the blue Florida sky and when the rocket penetrated the cirrus cloud, shock waves rippled through the cloud and destroyed the alignment of the crystals of the Sun dog making a visible rippling effect in the sky. [24]

Camilla Corona is a rubber chicken (similar to a children's toy), and is the mission mascot for SDO. It is part of the Education and public outreach team and assists with various functions to help educate the public, mainly children, about the SDO mission, facts about the Sun and Space weather. [25] Camilla also assists in cross-informing the public about other NASA missions and space related projects. Camilla Corona SDO uses social media to interact with fans.


Videoya baxın: Why Does NASA Observe the Sun in Different Colors? (Sentyabr 2021).