|English| |KharkovAO| |CyTeG|
|Home| |Сейчас| |Описание| |Шкалы| |СуперБури| |Биосфера| |Словарик| |News| |Ссылки
| |Оценить| |About|

Космическая Погода

Ulysses Научные Результаты

По материалам: Ulysses Home Page


СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР ОТ ПОЛЮСА ДО ПОЛЮСА:

Верхняя часть картинки - рентгеновское изобржение Солнца полученное на рентгеновском телескопе (SXT) с Японского космического корабля Yohkoh. Нижняя часть показывает скорость солнечного ветера и его плотность по наблюдениям с космического корабля Ulysses над южным и северным полюсом Солнца. Область широт выделенная желтой полосой на нижней панели - область эклиптики - изученная ранее космическими кораблями. Горячая, захваченная корональным магнитным полем плазма излучает рентгеновские лучи и видна на изображениях Yohkoh в виде ярких областей. Высокоскоростной солнечный ветер, как известно порождается в корональных дырах (темные области изображения) из которых корональная плазма может легко улетать. Эти две различные зоны четко выделяются по данным солнечного ветера. (1) На высоких широтах скорость (красная линия на графике) высокая, а плотность (синяя линия) - низкая. (2) Вблизи экватора, скорость - низкая, а плотность - высокая. На высоких широтах скорость солнечного ветера довольно устойчива и составляет приблизительно 750 км/сек. Ранее ожидалось непрерывное увеличение скорости к полюсам .
(эксперимент - SWOOPS , J. Phillips, Национальная Лаборатория Los Alamos).

СОЛНЕЧНОЕ МАГНИТНОЕ ПОЛЕ: Многие модели солнечного магнитного поля, использовавшиеся до полета Ulysses допускали, что солнечное магнитное поле подобно диполю: силовые линии вблизи солнечного экватора формируют замкнутые петли, а силовые линии у полюсов, увлекаемые солнечным ветром, уходят в межпланетное пространство. Для диполя, напряженность магнитного поля над полюсами в два раза выше, чем на экваторе. Ulysses показал, что внешнее магнитное поле в солнечном ветере существенно не изменялось с широтой, указывая что напряженность магнитного поля равномерно распределяется вокруг Солнца.
(эксперимент - MAG, A. Balogh, Imperial College; E. Smith, Jet Propulsion Laboratory).

СОПОСТАВЛЕНИЕ РАЗЛИЧИЙ БЫСТРЫХ И МЕДЛЕННЫХ ПОТОКОВ: Здесь показаны три параметра солнечного ветра на полуторном интервале солнечного оборота. Использовался метод наложенных эпох за девять солнечных оборотов 26 дневного периода. Скорость солнечного ветера - V, (штриховая линия), полученная по измерениям альфа частиц, показывает расположение высокоскоростных потоков и низкоскоростного солнечного ветра.
Избытки двух тяжелых ионов в солнечном ветере, магния и кислорода представлены их отношением Mg/O красным цветом. Антикорреляция с V показывает, что Mg/O больше в низкоскоростных потоках чем в высокоскоростных.
Третий график (темно-синий) - так называемая "вмороженная" температура. Это отношение O7+ к O6+, то есть семи- к шестикратно ионизированным атомам кислорода. Коэффициент является мерой температуры в солнечной атмосфере в месте образования ионов: T(O7/O6). В низкоскоростном солнечном ветере, эта температура высока, свыше 1.6 миллионов градусов, что говорит о горячем корональном источнике.
Параметры ионов и температура между двумя типами плазмы значительно более резко различаются, чем величина скорости. Следующий интересный вопрос это отношение Mg/O, которое составляет 6% в быстрых потоках и 13% в медленных (на красной шкале; более поздние результаты дают 8% и 17% соответственно). Это отношение выше чем наблюдаемое в фотосфере.
Неожиданный вывод заключается в том, что хромосферная ионизация и процессы переноса влияют на структуру короны и что сила этих процессов коррелирует с температурой в короне. Следовательно существует непосредственная связь между условиями в хромосфере и короне.
(эксперимент SWICS, J. Geiss, University of Bern; G. Gloeckler, University of Maryland; figure from J. Geiss, G. Gloeckler and R. von Steiger, Origin of the Solar Wind From Compostion Data, Space Science Rev. 72, 49-60, 1995).

ПРОНИКНОВЕНИЕ ГАЛАКТИЧЕСКИХ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ В ГЕЛИОСФЕРУ: Галактические космические лучи - очень энергичные атомные ядра, ускоренные в межзвездном пространстве. Они проникают внутрь гелиосферы сквозь солнечный ветер электрические и магнитные поля и наблюдаются на Земле и на космических кораблях в межпланетном пространстве. Магнитные поля солнечного ветера, как известно закручиваются в спираль из-за вращения Солнца. Т.к. скорость вращения Солнца ниже на высоких широтах, азимутальные магнитные поля здесь более слабы, и длина магнитных силовых линий на границе гелиосферы где космические лучи входит в солнечную систему - меньше. Поскольку космические лучи имеют тенденцию следовать вдоль магнитных силовых линий, то можно предполагать, что космические лучи должны более легко проникать на высоких широтах и что поток космических лучей должен быть более высоким в этой области. Ulysses установил, что поток космических лучей существенно не возрастает в полярных областях поскольку космические лучи, проникающие через полярные зоны рассеиваются высоко-амплитудными магнитными волнами (не показаны на рисунке), которые Ulysses обнаружил в этой области. См. Cosmic Gamma-Ray Burst Results

 

Top

анти спам


: © Gennadiy Marchenko, Astronomical Observatory of Kharkov National University