Misterija solarne korone. Sunce je jedinstvena zvezda Prolazak svetlosti zvezda kroz solarnu koronu

Pod uticajem gravitacije, S., kao i svaka zvezda, ima tendenciju da se smanji. Ovoj kompresiji se suprotstavlja pad pritiska koji je rezultat visoke unutrašnje temperature i gustine. slojeva S. U centru S. temperatura T ≈ 1.6. 10 7 K, gustina ≈ 160 g/cm -3. Ovako visoka temperatura u centralnim područjima Sunca može se dugo održavati samo sintezom helijuma iz vodonika. Ove reakcije i pojave. osnovni izvor energije C.

Na temperaturama od ~10 4 K (hromosfera) i ~10 6 (korona), kao iu prelaznom sloju sa srednjim temperaturama, pojavljuju se joni raznih elemenata. Emisione linije koje odgovaraju ovim ionima su prilično brojne u kratkotalasnom području spektra (λ< 1800 . Спектр в этой области состоит из отдельных эмиссионных линий, самые яркие из к-рых - линия водорода L a (1216 ) и линия нейтрального (584 ) и ионизованного (304 ) гелия. Излучение в этих линиях выходит из области эмиссии практически не поглощаясь. Излучение в радио- и рентг. областях сильно зависит от степени solarna aktivnost, povećavajući se ili smanjujući nekoliko puta u periodu od 11 godina i primjetno povećavajući tokom solarnih baklji.

Phys. Karakteristike različitih slojeva prikazane su na Sl. 5 (uobičajeno je istaknuta donja hromosfera debljine ≈ 1500 km, gdje je plin homogeniji). Zagrijavanje gornjeg sloja atmosfere sjevera - hromosfere i korone - može biti uzrokovano mehaničkim faktorima. energija koju prenose talasi koji nastaju u gornjem delu konvektivne zone, kao i disipacija (apsorpcija) električne energije. struje koje generiše magnet polja koja se kreću zajedno sa konvektivnim strujanjima.

Postojanje površinske konvektivne zone na sjeveru uzrokuje niz drugih pojava. Ćelije najgornjeg sloja konvektivne zone uočavaju se na površini sunca u obliku granula (vidi). Dublji pokreti velikih razmjera u drugom sloju zone pojavljuju se u obliku supergranulacijskih ćelija i kromosferske mreže. Postoji razlog za vjerovanje da se konvekcija u još dubljem sloju opaža u obliku divovskih struktura - ćelija s dimenzijama većim od supergranulacije.

Veliki lokalni mag. polja u zoni ± 30 o od ekvatora dovode do razvoja tzv. aktivna područja sa uključenim mrljama. Broj aktivnih regija, njihov položaj na disku i polaritet sunčevih pjega u grupama mijenjaju se u periodu od ≈ 11,2 godine. Tokom neobično visokog vrhunca 1957-58. aktivnost je uticala na skoro ceo solarni disk. Osim jakih lokalnih polja na sjeveru, postoji slabije magnetno polje velikih razmjera. polje. Ovo polje mijenja predznak s periodom od cca. 22 godine i nestaje u blizini polova pri maksimalnoj sunčevoj aktivnosti.

Tokom velike baklje oslobađa se ogromna energija, ~10 31 -10 32 erg (snaga ~10 29 erg/s). Crpi se iz magnetske energije. polja aktivne oblasti. Prema zamislima, uspješno se razvijaju od 1960-ih. U SSSR-u, kada magnetni tokovi interaguju, nastaju strujni slojevi. Razvoj u trenutnom sloju može dovesti do ubrzanja čestica, a postoje i okidački (pokrenuti) mehanizmi koji dovode do naglog razvoja procesa.

Rice. 13. Vrste udara solarne baklje na Zemlju (prema D. X. Menzelu).

rendgenski snimak radijacija i sunčevi kosmički zraci koji dolaze iz baklje (slika 13) izazivaju dodatnu jonizaciju zemljine jonosfere, što utiče na uslove za širenje radio talasa. Tok čestica izbačenih tokom baklje stiže do Zemljine orbite za otprilike jedan dan i uzrokuje magnetnu oluju i aurore na Zemlji (vidi,).

Pored korpuskularnih tokova koje stvaraju baklje, postoji kontinuirano korpuskularno zračenje C. Povezano je sa odlivanjem razređene plazme izvana. područja solarne korone u međuplanetarni prostor - solarnim vjetrom. Gubitak materije usled sunčevog vetra je mali, ≈ 3. 10 -14 godišnje, ali predstavlja osnovno. komponenta međuplanetarnog medija.

Sunčev vetar prenosi veliko magnetno polje u međuplanetarni prostor. polje C. Rotacija C. uvija linije međuplanetarnog magnetnog polja. polja (IMF) u Arhimedovu spiralu, koja se jasno vidi u ravni ekliptike. Od glavnog karakteristika velikih magnetnih polja S. yavl. dva cirkumpolarna područja suprotnog polariteta i polja uz njih; sa mirnim sjeverom, ispada da je sjeverna hemisfera međuplanetarnog prostora ispunjena poljem jednog znaka, a južna hemisfera drugog (slika 14). Blizu maksimuma aktivnosti, usled promene predznaka velikog solarnog polja, dolazi do preokreta polariteta ovog pravilnog magnetnog polja. polja međuplanetarnog prostora. Magn. tokovi obe hemisfere su razdvojeni strujnim slojem. Pri rotaciji C. Zemlja se nalazi nekoliko puta. dana, zatim iznad, a zatim ispod zakrivljene „rebraste“ površine trenutnog sloja, odnosno pada u permafrost, usmjeren ili prema sjeveru ili dalje od njega. Ovaj fenomen se zove. međuplanetarno magnetno polje.

U blizini maksimalne aktivnosti, tokovi čestica ubrzani tokom baklji najefikasnije utiču na Zemljinu atmosferu i magnetosferu. U fazi opadanja aktivnosti, pred kraj 11-godišnjeg ciklusa aktivnosti, sa smanjenjem broja baklji i razvojem međuplanetarnog strujnog sloja, stacionarni tokovi pojačanog solarnog vjetra postaju značajniji. Rotirajući zajedno sa sjeverom, uzrokuju geomagnetne valove koji se ponavljaju svakih 27 dana. ogorčenost. Ova rekurentna (ponavljajuća) aktivnost je posebno visoka na krajevima parnih ciklusa, kada je smjer magnetskog polja. Polja solarnog "dipola" su antiparalelna sa zemaljskim.

Lit.:
Martynov D. Ya., Kurs opšte astrofizike, 3. izd., M., 1978;
Menzel D.G., Naše sunce, prev. sa engleskog, M., 1963; Solarna i solarno-terestrična fizika. Ilustrovani rječnik pojmova, prev. sa engleskog, M., 1980;
Shklovsky I.S., Fizika solarne korone, 2. izdanje, M., 1962;
Severny A.B., Magnetna polja Sunca i zvijezda, UFN, 1966, vol. 88, v. 1, str. 3-50; - Solarna korona - granulacija

Ima visoku temperaturu. Na površini je oko 5500 stepeni Celzijusa. Sunce ima atmosferu koja se zove korona. Ovo područje se sastoji od pregrijanog plina - plazme. Njegova temperatura dostiže više od 3 miliona stepeni. I naučnici pokušavaju da shvate zašto je spoljašnji sloj Sunca toliko topliji od svega što leži ispod.

Problem koji zbunjuje naučnike je prilično jednostavan. Budući da je izvor energije u središtu Sunca, njegovo tijelo bi trebalo da postaje sve hladnije kako se čovjek udaljava od centra. Ali zapažanja govore suprotno. I do sada naučnici ne mogu da objasne zašto je Sunčeva korona toplija od ostalih njenih slojeva.

Stara tajna

Uprkos svojoj temperaturi, solarna korona obično nije vidljiva posmatraču na Zemlji. To je zbog intenzivnog sjaja ostatka Sunca. Čak ni sofisticirani instrumenti ne mogu ga proučavati bez uzimanja u obzir svjetlosti koja emituje sa površine Sunca. Ali to ne znači da je postojanje solarne korone nedavno otkriće. Može se uočiti u rijetkim, ali predvidljivim događajima koji su fascinirali ljude hiljadama godina. Ovo je kompletno.

Godine 1869. astronomi su iskoristili takvo pomračenje da prouče vanjski sloj Sunca koji je iznenada postao vidljiv za posmatranje. Usmjerili su spektrometre na Sunce kako bi proučavali neuhvatljivi materijal korone. Istraživači su otkrili nepoznatu zelenu liniju u spektru korone. Nepoznata supstanca nazvana je koronijum. Međutim, sedamdeset godina kasnije, naučnici su shvatili da je u pitanju poznati element – gvožđe. Ali zagrejan na milione stepeni bez presedana.

Jedna rana teorija govorila je da bi akustični valovi (mislite na Sunčev materijal koji se sabija i širi poput harmonike) mogli biti odgovorni za temperaturu korone. Na mnogo načina, ovo je slično tome kako val velikom brzinom baca kapi vode na obalu. Ali solarne sonde nisu bile u stanju da pronađu talase koji bi mogli da objasne uočenu koronalnu temperaturu.

Skoro 150 godina ova misterija je jedna od malih, ali zanimljivih misterija nauke, a naučnici su istovremeno uvereni da su njihova saznanja o temperaturi i na površini iu koroni sasvim tačna.

Sunčevo magnetsko polje: kako funkcionira?

Dio problema je što ne razumijemo mnoge male događaje koji se dešavaju na Suncu. Znamo kako radi svoj posao zagrijavanja naše planete. Ali modeli materijala i sila uključenih u ovaj proces jednostavno još ne postoje. Još se ne možemo dovoljno približiti Suncu da bismo ga detaljno proučavali.

Odgovor na većinu pitanja o Suncu ovih dana je da je Sunce veoma složen magnet. Zemlja takođe ima magnetno polje. Ali, uprkos okeanima i podzemnoj magmi, i dalje je mnogo gušća od Sunca. Što je jednostavno velika nakupina plina i plazme. Zemlja je tvrđi objekt.

Sunce takođe rotira. Ali pošto nije čvrsta, njegovi polovi i ekvator rotiraju se različitim brzinama. Materija se kreće gore-dole po slojevima Sunca, kao u posudi sa ključalom vodom. Ovaj efekat uzrokuje poremećaj u linijama magnetnog polja. Nabijene čestice koje sačinjavaju vanjske slojeve Sunca putuju duž pruga kao što su vozovi na željeznici velikih brzina. Ove linije se prekidaju i ponovo spajaju, oslobađajući ogromne količine energije (solarne baklje). Ili proizvode vrtloge pune nabijenih čestica, koje se mogu slobodno bacati iz ovih šina u svemir kolosalnom brzinom (izbacivanje koronalne mase).

Imamo mnogo satelita koji već prate Sunce. Solarer Pro, lansiran ove godine, tek počinje svoja zapažanja. Nastavit će sa radom do 2025. godine. Naučnici se nadaju da će misija dati odgovore na mnoga misteriozna pitanja o Suncu.

Ako pronađete grešku, označite dio teksta i kliknite Ctrl+Enter.

Zemaljski život duguje svoje porijeklo nebeskom tijelu. Zagreva i osvetljava sve na površini naše planete. Nije bez razloga što se obožavanje Sunca i njegovo predstavljanje kao velikog nebeskog boga odrazilo u kultovima primitivnih naroda koji su naseljavali Zemlju.

Prolazili su vekovi i milenijumi, ali se njegov značaj u ljudskom životu samo povećavao. Svi smo mi deca Sunca.

Šta je Sunce?

Zvezda iz galaksije mliječni put, sa svojim geometrijskim oblikom, koji predstavlja ogromnu, vruću, plinovitu loptu, koja neprestano emituje tokove energije. Jedini izvor svetlosti i toplote u našem zvezdano-planetarnom sistemu. Sada je Sunce u dobi žutog patuljka, prema općeprihvaćenoj klasifikaciji tipova zvijezda u svemiru.

Karakteristike Sunca

Sunce ima sledeće parametre:

Starost –4,57 milijardi godina;
Udaljenost do Zemlje: 149.600.000 km
Masa: 332,982 Zemljine mase (1,9891·10³⁰ kg);
Prosječna gustina je 1,41 g/cm³ (povećava se 100 puta od periferije prema centru);
Orbitalna brzina Sunca je 217 km/s;
Brzina rotacije: 1.997 km/s
Radijus: 695-696 hiljada km;
Temperatura: od 5.778 K na površini do 15.700.000 K u jezgru;
Temperatura korone: ~1,500,000 K;
Sunce je stabilno u svom sjaju, nalazi se u 15% najsjajnijih zvezda naše Galaksije. Emituje manje ultraljubičastih zraka, ali ima veću masu u poređenju sa sličnim zvijezdama.

Od čega je napravljeno Sunce?

Na svoj način hemijski sastav naša svjetiljka se ne razlikuje od ostalih zvijezda i sadrži: 74,5% vodonika (po masi), 24,6% helijuma, manje od 1% drugih supstanci (azot, kiseonik, ugljenik, nikl, gvožđe, silicijum, hrom, magnezijum i druge supstance). Unutar jezgra odvijaju se kontinuirane nuklearne reakcije koje pretvaraju vodik u helijum. Apsolutna većina mase Solarni sistem– 99,87% pripada Suncu.

Već ove subote, 11. avgusta 2018. u svemir će krenuti nova misija za proučavanje Sunca - Parker Solar Probe (ili Parker solarna sonda). Za nekoliko godina, uređaj će se približiti Suncu što je bliže bilo kojem objektu koji je napravio čovjek. Uredništvo N+1 uz pomoć Sergeja Bogačeva, glavnog istraživača laboratorije X-zraka astronomija Sun FIAN, odlučio je da otkrije zašto naučnici šalju uređaj na tako vruće mjesto i kakvi se rezultati od njega očekuju.

Kada pogledamo noćno nebo, vidimo ogroman broj zvijezda - najveću kategoriju objekata u svemiru koji se mogu posmatrati sa Zemlje. Upravo te ogromne sjajne kugle plina mnogi ljudi proizvode u svojim termonuklearnim "peći". hemijski elementi teži od vodonika i helijuma, bez kojih ne bi postojali naša planeta, sva živa bića na njoj, a ni mi sami.

Zvijezde su na ogromnoj udaljenosti od Zemlje - udaljenost do najbliže od njih, Proxima Centauri, procjenjuje se na nekoliko svjetlosnih godina. Ali postoji jedna zvijezda čijoj svjetlosti treba samo osam minuta da stigne do nas - ovo je naše Sunce, a promatranje istog pomaže nam da saznamo više o drugim zvijezdama u svemiru.

Sunce nam je mnogo bliže nego što se čini na prvi pogled. U određenom smislu, Zemlja se nalazi unutar Sunca – stalno je pere protok sunčevog vjetra koji izvire iz korone – vanjskog dijela atmosfere zvijezde. To su tokovi čestica i radijacije sa Sunca koji kontrolišu „svemirsko vreme“ u blizini planeta. Pojava aurora i poremećaja u magnetosferama planeta ovisi o tim tokovima, dok sunčeve baklje i izbačaji koronalne mase onesposobljavaju satelite, utiču na evoluciju oblika života na Zemlji i određuju opterećenje zračenja u svemirskim misijama s ljudskom posadom. Štaviše, slični procesi se dešavaju ne samo u Sunčevom sistemu, već iu drugim planetarnim sistemima. Stoga nam razumijevanje procesa u solarnoj koroni i unutrašnjoj heliosferi omogućava bolje razumijevanje ponašanja plazma "okeana" koji okružuje Zemlju.

Struktura Sunca

Wikimedia Commons

“Zbog udaljenosti Sunca, gotovo sve informacije o njemu primamo kroz zračenje koje proizvodi. Čak i neki jednostavni parametri, poput temperature, koja se na Zemlji može izmjeriti običnim termometrom, određuju se za Sunce i zvijezde na mnogo složeniji način - spektrom njihovog zračenja. Ovo se odnosi i na više kompleksne karakteristike, na primjer na magnetsko polje. Magnetno polje može utjecati na spektar zračenja cijepanjem linija u njemu - to je takozvani Zeemanov efekat. I upravo zato što polje mijenja spektar zračenja zvijezde možemo ga registrirati. Da takav uticaj ne postoji u prirodi, onda ne bismo znali ništa o magnetnom polju zvezda, jer ne postoji način da se leti direktno do zvezde“, kaže Sergej Bogačev.

“Ali ova metoda također ima ograničenja - uzmimo, na primjer, činjenicu da nam odsustvo zračenja uskraćuje informacije. Ako govorimo o Suncu, solarni vetar ne emituje svetlost, tako da ne postoji način da se daljinski odredi njegova temperatura, gustina i druga svojstva. Ne emituje svetlost ili magnetno polje. Da, u nižim slojevima solarna atmosfera magnetne cijevi su ispunjene svjetlećom plazmom i to omogućava mjerenje magnetnog polja blizu površine Sunca. Međutim, čak i na udaljenosti od jednog radijusa Sunca od njegove površine, takva mjerenja su nemoguća. A takvih je primjera dosta. Šta učiniti u takvoj situaciji? Odgovor je vrlo jednostavan: trebamo lansirati sonde koje mogu letjeti direktno do Sunca, uroniti u njegovu atmosferu i solarni vjetar i vršiti mjerenja direktno na licu mjesta. Takvi projekti su uobičajeni, iako manje poznati od projekata svemirskih teleskopa, koji vrše daljinska posmatranja i proizvode mnogo spektakularnije podatke (kao što su fotografije) od sondi koje proizvode dosadan niz brojeva i grafikona. Ali ako govorimo o nauci, onda, naravno, malo udaljenih zapažanja može da se uporedi po snazi i ubedljivosti sa proučavanjem objekta koji je u blizini“, nastavlja Bogačev.

Misterije Sunca

Posmatranja Sunca vršena su još tamo Ancient Greece i u Drevni Egipat, a u proteklih 70 godina, više od deset svemirskih satelita, međuplanetarnih stanica i teleskopa, počevši od Sputnjika-2 pa do danas operativnih svemirskih opservatorija, poput SDO, SOHO ili STEREO, pomno je pratilo (i prati) ponašanje nama najbližih zvijezda i okoline. Međutim, astronomi i dalje imaju mnogo pitanja vezanih za strukturu Sunca i njegovu dinamiku.

Na primjer, više od 30 godina naučnici se suočavaju s problemom solarnih neutrina, koji se sastoji u nedostatku detektiranih elektronskih neutrina nastalih u jezgri Sunca kao rezultat nuklearnih reakcija, u odnosu na njihov teoretski predviđeni broj. Još jedna misterija uključuje anomalno zagrijavanje korone. Ovaj najudaljeniji sloj atmosfere zvijezde ima temperaturu veću od milion stepeni Kelvina, dok je vidljiva površina Sunca (fotosfera), iznad koje se nalaze hromosfera i korona, zagrijana na samo šest hiljada stepeni Kelvina. Ovo izgleda čudno, jer logično je da bi vanjski slojevi zvijezde trebali biti hladniji. Direktan prijenos topline između fotosfere i korone nije dovoljan da bi se osigurale takve temperature, što znači da ovdje djeluju drugi mehanizmi za zagrijavanje korone.

Sunčeva korona tokom potpunog pomračenja Sunca u avgustu 2017.

NASA-in Goddard Space Flight Center/Gopalswamy

Postoje dvije glavne teorije koje objašnjavaju ovu anomaliju. Prema prvom, magnetoakustički valovi i Alfvenovi valovi, koji rasipanjem u koroni povećavaju temperaturu plazme, odgovorni su za prijenos topline iz konvektivne zone i fotosfere Sunca u hromosferu i koronu. Međutim, ova verzija ima niz nedostataka, na primjer, magnetoakustički valovi ne mogu osigurati prijenos dovoljno velike količine energije u koronu zbog raspršenja i refleksije natrag u fotosferu, a Alfvenovi valovi relativno sporo pretvaraju svoju energiju u toplinsku energiju. plazme. Osim toga, dugo vremena jednostavno nije bilo direktnih dokaza o širenju talasa kroz solarnu koronu – tek 1997. godine svemirska opservatorija SOHO prvi je snimila magnetoakustične solarne valove na frekvenciji od jednog miliherca, koji daju samo deset posto potrebne energije da zagreje koronu na uočene temperature

Druga teorija povezuje anomalno zagrijavanje korone sa konstantnim mikrobakljama koje nastaju uslijed kontinuiranog ponovnog povezivanja magnetnih linija u lokalnim područjima magnetskog polja u fotosferi. Ovu ideju je 1980-ih predložio američki astronom Judžin Parker, po čijem imenu je sonda dobila ime i koji je takođe predvideo prisustvo sunčevog vetra, struje visokoenergetskih naelektrisanih čestica koje Sunce neprekidno emituje. Međutim, teorija mikrobaklja također još nije potvrđena. Moguće je da oba mehanizma rade na Suncu, ali to treba dokazati, a za to morate letjeti do Sunca na prilično maloj udaljenosti.

Još jedna misterija Sunca povezana je sa koronom - mehanizmom za formiranje Sunčevog vjetra, koji ispunjava cijeli Sunčev sistem. Upravo na tome nastaju svemirske vremenske pojave poput sjevernog svjetla ili magnetne oluje. Astronome zanimaju mehanizmi nastanka i ubrzanja sporog solarnog vjetra koji nastaje u koroni, kao i uloga magnetnih polja u tim procesima. I ovdje postoji nekoliko teorija koje imaju i dokaze i nedostatke, a očekuje se da će Parkerova sonda pomoći da se stavi tačka na i.

“Generalno, sada postoje prilično dobro razvijeni modeli solarnog vjetra koji predviđaju kako bi se njegove karakteristike trebale mijenjati kako se udaljava od Sunca. Preciznost ovih modela je prilično visoka na udaljenostima veličine Zemljine orbite, ali nije jasno koliko tačno opisuju solarni vjetar na bliskim udaljenostima od Sunca. Možda Parker može pomoći u tome. Još jedno prilično zanimljivo pitanje je ubrzanje čestica na Suncu. Nakon baklji, potoci dolaze na Zemlju veliki broj ubrzanih elektrona i protona. Nije sasvim jasno, međutim, da li se njihovo ubrzanje događa direktno na Suncu, pa se jednostavno kreću prema Zemlji po inerciji, ili se te čestice dodatno (a možda i potpuno) ubrzavaju na putu do Zemlje interplanetarnim magnetsko polje. Možda, kada podaci prikupljeni sondom u blizini Sunca dođu na Zemlju, i ovaj problem može biti riješen. Postoji još nekoliko sličnih problema, čije se rješenje može unaprijediti na isti način - upoređivanjem sličnih mjerenja u blizini Sunca i na nivou Zemljine orbite. Generalno, misija je usmjerena na rješavanje takvih pitanja. Možemo samo da se nadamo da će uređaj biti uspešan“, kaže Sergej Bogačev.

Pravo u pakao

Sonda Parker će biti lansirana 11. avgusta 2018. godine iz lansirnog kompleksa SLC-37 u bazi američkog ratnog vazduhoplovstva Cape Canaveral, a u svemir će je lansirati teška lansirna raketa Delta IV Heavy - ovo je najmoćnija raketa u operacije, može se lansirati u nisku orbitu skoro 29 tona tereta. Nadmašen je samo po nosivosti, ali je ovaj nosač još u fazi testiranja. Da biste došli do centra Sunčevog sistema, potrebno je smanjiti veoma veliku brzinu koju Zemlja (i svi objekti na njoj) ima u odnosu na Sunce - oko 30 kilometara u sekundi. Pored snažne rakete, ovo će zahtijevati niz gravitacijskih manevara u blizini Venere.

Prema planu, proces približavanja Suncu trajat će sedam godina - sa svakom novom orbitom (ukupno ih je 24), uređaj će se sve više približavati zvijezdi. Prvi perihel proći će 1. novembra, na udaljenosti od 35 solarnih radijusa (oko 24 miliona kilometara) od zvijezde. Zatim, nakon serije od sedam gravitacionih manevara u blizini Venere, uređaj će se približiti Suncu na udaljenosti od oko 9-10 solarnih radijusa (oko šest miliona kilometara) - to će se dogoditi sredinom decembra 2024. godine. Ovo je sedam puta bliže od perihela Merkurove orbite, nikada ranije napravljene od strane čovjeka svemirska letjelica nije se toliko približio Suncu (trenutni rekord pripada aparatu Helios-B, koji se zvijezdi približio na 43,5 miliona kilometara).

Šema leta do Sunca i glavne radne orbite sonde.

Glavne faze rada na svakoj od orbita.

Izbor takve pozicije za posmatranja nije slučajan. Prema proračunima naučnika, na udaljenosti od deset radijusa od Sunca nalazi se Alfvenova tačka - oblast u kojoj se solarni vetar toliko ubrzava da napušta Sunce, a talasi koji se šire u plazmi više ne utiču na njega. Ako se sonda može približiti Alfvenovoj tački, onda možemo pretpostaviti da je ušla u sunčevu atmosferu i dodirnula Sunce.

Parker sonda, sastavljena, tokom instalacije na trećem stepenu rakete-nosača.

"Zadatak sonde je da izmjeri glavne karakteristike solarnog vjetra i solarne atmosfere duž njegove putanje. Naučni instrumenti na brodu nisu jedinstveni i nemaju rekordne karakteristike (osim sposobnosti da izdrže fluksove sunčevog zračenja na perihelu) orbite). Parker Solarna sonda je vozilo sa konvencionalnim instrumentima, ali u jedinstvenoj orbiti. Planirano je da većina (a možda čak i svi) naučni instrumenti budu isključeni u svim dijelovima orbite osim u perihelu, gdje je vozilo najbliže Suncu. U izvesnom smislu, ovo naučni program dodatno naglašava da je glavni cilj misije proučavanje solarnog vjetra i solarne atmosfere. Kada se uređaj udalji od perihela, podaci sa istih instrumenata će se pretvoriti u obične podatke, a kako bi se sačuvao resurs naučnih instrumenata, jednostavno će se prebaciti u pozadinu do sljedećeg pristupa. U tom smislu, sposobnost ulaska na datu putanju i sposobnost da se na njoj živi u određenom vremenu su faktori od kojih će prvenstveno zavisiti uspeh misije“, kaže Sergej Bogačev.

Parker uređaj za zaštitu od toplote.

Greg Stanley/Johns Hopkins University

Pogled na toplotnu zaštitu u fazi ugradnje na sondu.

NASA/Johns Hopkins APL/Ed Whitman

Parker sonda sa ugrađenim toplotnim štitom.

NASA/Johns Hopkins APL/Ed Whitman

Da bi preživjela blizu zvijezde, sonda je opremljena toplinskim štitom koji djeluje kao "kišobran" ispod kojeg će se sakriti svi naučni instrumenti. Prednji dio štita izdržat će temperature veće od 1400 stepeni Celzijusa, dok temperatura njegovog stražnjeg dijela, gdje se nalaze naučni instrumenti, ne bi trebala prelaziti trideset stepeni Celzijusa. Ova temperaturna razlika je osigurana posebnim dizajnom ovog “solarnog kišobrana”. Sa ukupnom debljinom od samo 11,5 centimetara, sastoji se od dva panela od karbonsko-grafitnog kompozita, između kojih je sloj karbonske pjene. Prednja strana štita ima zaštitni premaz i bijeli keramički sloj koji povećava njegova reflektirajuća svojstva.

Osim štita, problem pregrijavanja je dizajniran da se riješi rashladnim sistemom koji koristi 3,7 litara dejonizovane vode pod pritiskom kao rashladno sredstvo. Električno ožičenje uređaja napravljeno je od visokotemperaturnih materijala kao što su safirne cijevi i niobij, a tokom približavanja Suncu, solarni paneli će biti uvučeni ispod termalnog štita. Pored intenzivne vrućine, inženjeri misije će morati da uzmu u obzir i jak svjetlosni pritisak sa Sunca, koji će odbaciti ispravnu orijentaciju sonde. Da bi se olakšao ovaj posao, solarni senzori su instalirani na sondi na različitim mjestima kako bi se pomoglo u praćenju zaštite naučne opreme od sunca.

Alati

Gotovo svi naučni instrumenti sonde su "skrojeni" za proučavanje elektromagnetnih polja i svojstava solarne plazme koja ih okružuje. Jedini izuzetak je optički teleskop WISPR (Wide-field Imager for Solar PRobe), čiji će zadatak biti da dobije slike solarne korone i solarnog vjetra, unutrašnje heliosfere, udarnih valova i svih drugih struktura koje uređaj promatra.