Мистеријата на сончевата корона. Сонцето е единствена ѕвезда Премин на ѕвездената светлина низ сончевата корона

Под влијание на гравитацијата, С., како и секоја ѕвезда, има тенденција да се намалува. Оваа компресија се спротивставува со падот на притисокот што произлегува од високата внатрешна температура и густина. слоеви S. Во центарот на S. температура T ≈ 1.6. 10 7 К, густина ≈ 160 g/cm -3. Таквата висока температура во централните региони на сонцето може да се одржува долго време само со синтеза на хелиум од водород. Овие реакции и појави. основни извор на енергија В.

На температури од ~10 4 K (хромосфера) и ~10 6 (корона), како и во преодниот слој со средни температури, се појавуваат јони од различни елементи. Емисионите линии што одговараат на овие јони се доста бројни во регионот со кратка бранова должина на спектарот (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 соларна активност, се зголемува или намалува неколку пати во период од 11 години и значително се зголемува за време на соларни изливи.

Физ. Карактеристиките на различните слоеви се прикажани на сл. 5 (конвенционално се истакнува долната хромосфера со дебелина од ≈ 1500 km, каде што гасот е похомоген). Загревањето на горната атмосфера на северот - хромосферата и короната - може да се должи на механички фактори. енергија пренесена од бранови кои произлегуваат во горниот дел на конвективната зона, како и дисипација (апсорпција) на електрична енергија. струи генерирани од магнетни полињата кои се движат заедно со конвективните текови.

Постоењето на површинска конвективна зона на север предизвикува низа други појави. Клетките од најгорниот слој на конвективната зона се забележани на површината на сонцето во форма на гранули (види). Подлабоките големи движења во второто ниво на зоната се појавуваат во форма на супергранулирани клетки и хромосферска мрежа. Постои причина да се верува дека конвекцијата во уште подлабок слој е забележана во форма на гигантски структури - клетки со димензии поголеми од супергранулацијата.

Голем локален маг. полињата во зоната ± 30 o од екваторот доведуваат до развој на т.н. активни области со дамки вклучени во нив. Бројот на активни региони, нивната позиција на дискот и поларитетот на сончевите дамки во групи се менуваат со период од ≈ 11,2 години. За време на невообичаено високиот врв од 1957-58 година. активноста влијаеше на речиси целиот соларен диск. Покрај силните локални полиња на север, има и послабо магнетно поле од големи размери. Поле. Ова поле го менува знакот со период од прибл. 22 години и исчезнува во близина на половите при максимална сончева активност.

За време на голем одблесокот, се ослободува огромна енергија, ~10 31 -10 32 erg (моќност ~10 29 erg/s). Таа е извлечена од магнетна енергија. полиња на активни области. Според идеите, тие успешно се развиваат од 1960-тите. Во СССР, кога магнетните текови комуницираат, се појавуваат тековни слоеви. Развојот во тековниот лист може да доведе до забрзување на честичките, а постојат механизми за активирање (почнување) кои водат до ненадеен развој на процесот.

Ориз. 13. Видови на удар на сончев одблесокот на Земјата (според Д. Х. Менцел).

Х-зраци зрачењето и сончевите космички зраци кои доаѓаат од блесокот (сл. 13) предизвикуваат дополнителна јонизација на земјината јоносфера, што влијае на условите за ширење на радио брановите. Протокот на честички исфрлени за време на одблесокот стигнува до Земјината орбита за околу еден ден и предизвикува магнетна бура и аурори на Земјата (види,).

Покрај корпускуларните текови генерирани од блесоци, постои континуирано корпускуларно зрачење C. Тоа е поврзано со одливот на ретка плазма однадвор. региони на сончевата корона во меѓупланетарен простор - од сончевиот ветер. Загубата на материјата поради сончевиот ветер е мала, ≈ 3. 10 -14 годишно, но го претставува основното. компонента на меѓупланетарниот медиум.

Сончевиот ветер носи големо магнетно поле во меѓупланетарниот простор. поле C. Ротација C. ги извртува линиите на меѓупланетарното магнетно поле. полиња (ММФ) во спиралата Архимед, која е јасно забележана во еклиптичката рамнина. Од главната карактеристика на магнетни од големи размери нива S. yavl. две кружни области со спротивен поларитет и полињата во непосредна близина на нив; со мирен север, северната хемисфера на меѓупланетарниот простор се покажува дека е исполнета со поле од еден знак, јужната хемисфера на друг (сл. 14). Во близина на максимумот на активност, поради промена на знакот на сончевото поле од големи размери, доаѓа до пресврт на поларитетот на ова редовно магнетно поле. полиња на меѓупланетарниот простор. Magn. тековите на двете хемисфери се одделени со тековен лист. Кога се ротира C. Земјата се наоѓа неколку пати. дена, потоа над, а потоа под закривената „брановидна“ површина на сегашниот слој, т.е. паѓа во вечниот мраз, насочен или кон север или подалеку од него. Овој феномен се нарекува. меѓупланетарно магнетно поле.

Во близина на максималната активност, тековите на честичките забрзани за време на блесоци најефективно влијаат на атмосферата и магнетосферата на Земјата. За време на фазата на опаѓање на активноста, кон крајот на 11-годишниот циклус на активност, со намалување на бројот на блесоци и развојот на меѓупланетарната струја, стационарни текови на засилен сончев ветер стануваат позначајни. Ротирајќи заедно со северот, тие предизвикуваат геомагнетни бранови кои се повторуваат на секои 27 дена. огорченост. Оваа повторлива (повторувачка) активност е особено висока на краевите на парните циклуси, кога насоката на магнетното поле. Полињата на сончевиот „дипол“ се антипаралелни на земјините.

Запалена.:
Martynov D. Ya., Курс за општа астрофизика, 3-то издание, М., 1978;
Мензел Д. Г., Нашето сонце, превод. од англиски, М., 1963; Сончева и соларно-земска физика. Илустриран речник на поими, превод. од англиски, М., 1980;
Шкловски И.С., Физика на сончевата корона, второ издание, М., 1962 година;
Северни А.Б., Магнетни полиња на сонцето и ѕвездите, УФН, 1966 година, том 88, с. 1, стр. 3-50; - Сончева корона - гранулација

Има висока температура. На површината е околу 5500 степени Целзиусови. Сонцето има атмосфера наречена корона. Оваа област се состои од прегреан гас - плазма. Неговата температура достигнува повеќе од 3 милиони степени. И научниците се обидуваат да разберат зошто надворешниот слој на Сонцето е толку многу потопол од сè што се наоѓа под него.

Проблемот што ги збунува научниците е прилично едноставен. Бидејќи изворот на енергија е во центарот на Сонцето, неговото тело треба постепено да станува поладно додека се оддалечува од центарот. Но, набљудувањата го сугерираат спротивното. И досега научниците не можат да објаснат зошто Сончевата корона е пожешка од другите слоеви.

Стара тајна

И покрај неговата температура, сончевата корона обично не е видлива за набљудувач на Земјата. Ова се должи на интензивната осветленост на остатокот од Сонцето. Дури и софистицираните инструменти не можат да го проучат без да ја земат предвид светлината што произлегува од површината на Сонцето. Но, тоа не значи дека постоењето на сончевата корона е неодамнешно откритие. Може да се забележи во ретки, но предвидливи настани кои ги фасцинирале луѓето илјадници години. Овие се комплетни.

Во 1869 година, астрономите го искористија таквото затемнување за да го проучат надворешниот слој на Сонцето кој одеднаш стана видлив за набљудување. Тие насочија спектрометри кон Сонцето за да го проучат недостижниот материјал на короната. Истражувачите открија непозната зелена линија во спектарот на короната. Непознатата супстанција беше наречена корониум. Сепак, седумдесет години подоцна, научниците сфатија дека тоа е познат елемент - железо. Но загреана до невидени милиони степени.

Една рана теорија вели дека акустичните бранови (помислете на материјалот на Сонцето кој се компресира и се шири како хармоника) може да бидат одговорни за температурата на короната. На многу начини, ова е слично на тоа како бран фрла капки вода со голема брзина на брегот. Но, сончевите сонди не беа во можност да најдат бранови со моќ да ја објаснат забележаната коронална температура.

Речиси 150 години оваа мистерија е една од малите, но интересни мистерии на науката.Во исто време, научниците се уверени дека нивното знаење за температурата и на површината и на короната е сосема точно.

Сончевото магнетно поле: како функционира?

Дел од проблемот е што ние не разбираме многу од малите настани што се случуваат на Сонцето. Знаеме како ја врши својата работа за загревање на нашата планета. Но моделите на материјалите и силите вклучени во овој процес едноставно сè уште не постојат. Сè уште не можеме да се приближиме доволно до Сонцето за да го проучуваме детално.

Одговорот на повеќето прашања за Сонцето овие денови е дека Сонцето е многу сложен магнет. Земјата има и магнетно поле. Но, и покрај океаните и подземната магма, сепак е многу погуста од Сонцето. Што е едноставно голем куп гас и плазма. Земјата е потежок објект.

Сонцето исто така ротира. Но, бидејќи не е цврст, неговите полови и екваторот ротираат со различни брзини. Материјата се движи нагоре и надолу по слоевите на Сонцето, како во тава со врела вода. Овој ефект предизвикува нарушување во линиите на магнетното поле. Наелектризираните честички кои ги сочинуваат надворешните слоеви на Сонцето патуваат по линии како што се возовите на железнички со голема брзина. Овие линии се прекинуваат и повторно се поврзуваат, ослободувајќи огромни количини на енергија (соларни изливи). Или тие произведуваат вртлози полни со наелектризирани честички, кои можат слободно да се исфрлат од овие шини во вселената со огромна брзина (исфрлање на коронална маса).

Имаме многу сателити кои веќе го следат Сонцето. Solarer Pro, лансиран оваа година, само што ги започнува своите набљудувања. Ќе продолжи со работа до 2025 година. Научниците се надеваат дека мисијата ќе даде одговори на многу мистериозни прашања за Сонцето.

Ако најдете грешка, означете дел од текстот и кликнете Ctrl+Enter.

Земниот живот го должи своето потекло на небесното тело. Се загрева и осветлува сè на површината на нашата планета. Не е без причина што обожавањето на Сонцето и неговото претставување како голем небесен бог се одрази во култовите на примитивните народи кои ја населувале Земјата.

Поминаа векови и милениуми, но неговата важност во човечкиот живот само се зголеми. Сите ние сме деца на Сонцето.

Што е Сонцето?

Ѕвезда од Галаксијата млечен пат, со својата геометриска форма, која претставува огромна, топла, гасовита топка, која постојано емитува струи на енергија. Единствениот извор на светлина и топлина во нашиот ѕвездено-планетарен систем. Сега Сонцето е на возраст од жолто џуџе, според општоприфатената класификација на видовите ѕвезди во универзумот.

Карактеристики на сонцето

Сонцето ги има следниве параметри:

• Возраст – 4,57 милијарди години;
• Растојание до Земјата: 149.600.000 км
• Маса: 332.982 Земјини маси (1,9891·10³⁰ kg);
• Просечната густина е 1,41 g/cm³ (се зголемува 100 пати од периферијата до центарот);
• Орбиталната брзина на Сонцето е 217 km/s;
• Брзина на ротација: 1.997 km/s
• Радиус: 695-696 илјади км;
• Температура: од 5.778 K на површината до 15.700.000 K на јадрото;
• Температура на корона: ~ 1.500.000 К;
• Сонцето е стабилно во својата светлина, тоа е во 15% од најсјајните ѕвезди во нашата Галаксија. Испушта помалку ултравиолетови зраци, но има поголема маса во споредба со слични ѕвезди.

Од што е направено Сонцето?

На мој начин хемиски составнашата светилка не се разликува од другите ѕвезди и содржи: 74,5% водород (по маса), 24,6% хелиум, помалку од 1% други супстанции (азот, кислород, јаглерод, никел, железо, силициум, хром, магнезиум и други супстанции). Внатре во јадрото има континуирани нуклеарни реакции кои го претвораат водородот во хелиум. Апсолутно мнозинство од масата сончев систем– 99,87% припаѓа на Сонцето.

Веќе оваа сабота, 11 август 2018 година, нова мисија за проучување на Сонцето - Соларната сонда Паркер (или соларната сонда Паркер) ќе оди во вселената. За неколку години, уредот ќе се приближи до Сонцето како што досега постигнал секој објект направен од човекот. Уреднички N+1со помош на Сергеј Богачев, главен истражувач во лабораторијата Астрономија со рендгенски зраци Sun FIAN, реши да открие зошто научниците испраќаат уред на толку жешко место и какви резултати се очекуваат од него.

Кога гледаме на ноќното небо, гледаме огромен број на ѕвезди - најголемата категорија на објекти во Универзумот што може да се набљудува од Земјата. Токму овие огромни сјајни топки гас што многу луѓе ги произведуваат во нивните термонуклеарни „печки“. хемиски елементипотешки од водород и хелиум, без кои нашата планета, сите живи суштества на неа и ние самите не би постоеле.

Ѕвездите се на огромни растојанија од Земјата - растојанието до најблиската од нив, Проксима Кентаури, се проценува на неколку светлосни години. Но, постои една ѕвезда на чија светлина и се потребни само осум минути за да стигне до нас - ова е нашето Сонце, а нејзиното набљудување ни помага да дознаеме повеќе за другите ѕвезди во Универзумот.

Сонцето е многу поблиску до нас отколку што изгледа на прв поглед. Во одредена смисла, Земјата е во Сонцето - таа постојано се мие од протокот на сончевиот ветер што произлегува од короната - надворешниот дел од атмосферата на ѕвездата. Токму тековите на честичките и зрачењето од Сонцето го контролираат „вселенското време“ во близина на планетите. Појавата на аурори и пореметувања во магнетосферите на планетите зависи од овие текови, додека сончевите блесоци и короналните масовни исфрлања ги оневозможуваат сателитите, влијаат на еволуцијата на формите на живот на Земјата и го одредуваат оптоварувањето со радијација во вселенските мисии со екипаж. Покрај тоа, слични процеси се случуваат не само во Сончевиот систем, туку и во други планетарни системи. Затоа, разбирањето на процесите во сончевата корона и внатрешната хелиосфера ни овозможува подобро да го разбереме однесувањето на плазма „океанот“ што ја опкружува Земјата.

Структура на Сонцето

Викимедија комонс

„Поради оддалеченоста на Сонцето, речиси сите информации за него ги добиваме преку зрачењето што го генерира. Дури и некои едноставни параметри, како што е температурата, која на Земјата може да се измери со обичен термометар, се одредуваат за Сонцето и ѕвездите на многу покомплексен начин - според спектарот на нивното зрачење. Ова важи и за повеќе комплексни карактеристики, на пример до магнетно поле. Магнетното поле може да влијае на спектарот на зрачење со разделување на линиите во него - ова е таканаречениот Земан ефект. И токму поради тоа што полето го менува спектарот на зрачењето на ѕвездата можеме да го регистрираме. Да не постоеше такво влијание во природата, тогаш не би знаеле ништо за магнетното поле на ѕвездите, бидејќи не постои начин да се лета директно до ѕвезда“, вели Сергеј Богачев.

„Но, овој метод има и ограничувања - земете го, на пример, фактот дека отсуството на радијација нè лишува од информации. Ако зборуваме за Сонцето, сончевиот ветер не испушта светлина, така што не постои начин далечински да се одреди неговата температура, густина и други својства. Не испушта светлина или магнетно поле. Да, во долните слоеви сончева атмосферамагнетните цевки се полни со прозрачна плазма и тоа овозможува да се измери магнетното поле во близина на површината на Сонцето. Сепак, дури и на растојание од еден радиус на Сонцето од неговата површина, таквите мерења се невозможни. А такви примери има доста. Што да направите во таква ситуација? Одговорот е многу едноставен: треба да лансираме сонди кои можат да летаат директно до Сонцето, да се фрлат во неговата атмосфера и во сончевиот ветер и да вршат мерења директно на самото место. Ваквите проекти се вообичаени, иако помалку познати од проектите за вселенски телескопи, кои вршат набљудувања од далечина и произведуваат многу поспектакуларни податоци (како што се фотографии) од сонди кои произведуваат здодевен тек на бројки и графикони. Но, ако зборуваме за наука, тогаш, се разбира, неколку далечни набљудувања можат да се споредат по моќ и убедливост со проучување на објект што е во близина“, продолжува Богачев.

Мистериите на сонцето

Набљудувањата на Сонцето беа извршени назад во Античка Грцијаи во Антички Египети во текот на изминатите 70 години, повеќе од десетина вселенски сателити, меѓупланетарни станици и телескопи, почнувајќи од Спутник-2 и завршувајќи со вселенските опсерватории кои работат денес, како што се SDO, SOHO или STEREO, внимателно го следеа (и го следат) однесување на најблиските до нас ѕвездите и неговата околина. Сепак, астрономите сè уште имаат многу прашања поврзани со структурата на Сонцето и неговата динамика.

На пример, повеќе од 30 години, научниците се соочуваат со проблемот на соларните неутрина, кој се состои во недостаток на откриени електронски неутрина произведени во сончевото јадро како резултат на нуклеарни реакции, во споредба со нивниот теоретски предвиден број. Друга мистерија вклучува аномално загревање на короната. Овој најоддалечен слој од атмосферата на ѕвездата има температура од повеќе од милион степени Келвини, додека видливата површина на Сонцето (фотосферата), над која се наоѓаат хромосферата и короната, се загрева на само шест илјади степени Келвини. Ова изгледа чудно, бидејќи логично, надворешните слоеви на ѕвездата треба да бидат поладни. Директниот пренос на топлина помеѓу фотосферата и короната не е доволен за да се обезбедат такви температури, што значи дека тука работат други механизми за загревање на короната.

Сончевата корона за време на целосно затемнување на Сонцето во август 2017 година.

Центарот за вселенски летови Годард на НАСА/Гопалсвами

Постојат две главни теории за објаснување на оваа аномалија. Според првиот, магнетоакустичните бранови и алфвеновите бранови, кои расејувајќи се во короната, ја зголемуваат температурата на плазмата, се одговорни за пренос на топлина од конвективната зона и фотосферата на Сонцето до хромосферата и короната. Сепак, оваа верзија има голем број на недостатоци, на пример, магнетоакустичните бранови не можат да обезбедат пренос на доволно голема количина на енергија во короната поради расејување и рефлексија назад во фотосферата, а брановите Алфвен релативно бавно ја претвораат својата енергија во топлинска енергија. на плазмата. Покрај тоа, долго време едноставно немаше директен доказ за ширење на брановите низ сончевата корона - само во 1997 година, вселенската опсерваторија SOHO за првпат забележа магнетоакустични соларни бранови на фреквенција од еден милихерци, кои обезбедуваат само десет проценти од потребната енергија. да се загрее короната до забележаните температури

Втората теорија го поврзува аномалното загревање на короната со постојано појавуваните микрофлери кои се јавуваат поради континуираното повторно поврзување на магнетните линии во локалните региони на магнетното поле во фотосферата. Идејата беше предложена во 1980-тите од американскиот астроном Јуџин Паркер, по чие име е именувана сондата и кој исто така го предвиде присуството на сончевиот ветер, поток на наелектризирани честички со висока енергија кои постојано се емитуваат од Сонцето. Сепак, теоријата за микроблесоци, исто така, сè уште не е потврдена. Можно е двата механизми да работат на Сонцето, но тоа треба да се докаже, а за ова треба да летате до Сонцето на прилично блиско растојание.

Уште една мистерија на Сонцето е поврзана со короната - механизмот за формирање на сончевиот ветер, кој го исполнува целиот Сончев систем. Токму на тоа вселенските временски феномени како северната светлина или магнетни бури. Астрономите се заинтересирани за механизмите на појавата и забрзувањето на бавниот сончев ветер генериран во короната, како и за улогата на магнетните полиња во овие процеси. Овде, исто така, постојат неколку теории кои имаат и докази и недостатоци, а сондата Паркер се очекува да помогне во точките на i.

„Општо земено, сега постојат прилично добро развиени модели на сончевиот ветер кои предвидуваат како неговите карактеристики треба да се променат додека се оддалечува од Сонцето. Точноста на овие модели е доста висока на растојанија по редот на орбитата на Земјата, но колку точно тие го опишуваат сончевиот ветер на блиски растојанија од Сонцето не е јасно. Можеби Паркер може да помогне во ова. Друго прилично интересно прашање е забрзувањето на честичките на Сонцето. По ракетите, потоци доаѓаат на Земјата голем бројзабрзани електрони и протони. Меѓутоа, не е сосема јасно дали нивното забрзување се случува директно на Сонцето, а потоа тие едноставно се движат кон Земјата по инерција, или дали овие честички дополнително (а можеби и целосно) се забрзани на нивниот пат кон Земјата со интерпланетарни магнетно поле. Можеби, кога податоците собрани од сонда во близина на Сонцето ќе дојдат на Земјата, ова прашање исто така може да се реши. Има уште неколку слични проблеми, чиешто решение може да се унапреди на ист начин - со споредување на слични мерења во близина на Сонцето и на ниво на орбитата на Земјата. Генерално, мисијата е насочена кон решавање на ваквите прашања. Можеме само да се надеваме дека уредот ќе биде успешен“, вели Сергеј Богачев.

Директно во пеколот

Сондата Паркер ќе биде лансирана на 11 август 2018 година од комплексот за лансирање SLC-37 во американската воздухопловна база во Кејп Канаверал, ќе биде лансирана во вселената со тешка носач Delta IV Heavy - ова е најмоќната ракета во операција, тоа може да биде лансиран во ниска орбита речиси 29 тони товар. Тој е надминат само по носивост, но овој носач е сè уште во фаза на тестирање. За да се дојде до центарот на Сончевиот систем, неопходно е да се намали многу големата брзина што Земјата (и сите објекти на неа) ја има во однос на Сонцето - околу 30 километри во секунда. Покрај моќната ракета, за ова ќе бидат потребни и серија гравитациски маневри во близина на Венера.

Според планот, процесот на приближување до Сонцето ќе трае седум години - со секоја нова орбита (вкупно ги има 24), уредот ќе се приближува и поблиску до ѕвездата. Првиот перихел ќе биде поминат на 1 ноември, на растојание од 35 сончеви радиуси (околу 24 милиони километри) од ѕвездата. Потоа, по серија од седум гравитациски маневри во близина на Венера, уредот ќе се приближи до Сонцето на растојание од околу 9-10 сончеви радиуси (околу шест милиони километри) - тоа ќе се случи во средината на декември 2024 година. Ова е седум пати поблиску од перихелот на орбитата на Меркур, никогаш претходно создаден од човекот вселенско леталоне се приближи толку до Сонцето (сегашниот рекорд му припаѓа на апаратот Хелиос-Б, кој се приближи до ѕвездата на 43,5 милиони километри).

Шема на летот до Сонцето и главните работни орбити на сондата.

Главните фази на работа на секоја од орбитите.

Изборот на таква позиција за набљудување не е случаен. Според пресметките на научниците, на растојание од десет радиуси од Сонцето се наоѓа точката Алфвен - регионот каде што сончевиот ветер толку многу забрзува што го напушта Сонцето, а брановите што се шират во плазмата повеќе не влијаат на него. Ако сондата може да се доближи до точката Алфвен, тогаш можеме да претпоставиме дека влегла во сончевата атмосфера и го допрела Сонцето.

Сондата Паркер, составена за време на инсталацијата на третата фаза од возилото-носач.

„Задачата на сондата е да ги измери главните карактеристики на сончевиот ветер и сончевата атмосфера по должината на нејзината траекторија. Научните инструменти на бродот не се единствени и немаат карактеристики што го соборуваат рекордот (освен способноста да издржат флукс на сончево зрачење во перихелот Сончевата сонда Паркер е возило со конвенционални инструменти, но во единствена орбита. Повеќето (а можеби дури и сите) научни инструменти се планирани да се држат надвор во сите делови на орбитата, освен во перихелот, каде што возилото е најблиску до Сонцето.Во извесна смисла ова научна програмадополнително нагласува дека главната цел на мисијата е проучување на сончевиот ветер и сончевата атмосфера. Кога уредот ќе се оддалечи од перихелот, податоците од истите инструменти ќе се претворат во обични податоци, а за да се зачува ресурсот на научни инструменти, тие едноставно ќе бидат префрлени во позадина до следниот пристап. Во оваа смисла, способноста да се влезе во дадена траекторија и способноста да се живее на неа во одредено време се факторите од кои првенствено ќе зависи успехот на мисијата“, вели Сергеј Богачев.

Уредот Паркер топлински штит.

Грег Стенли/Универзитет Џон Хопкинс

Поглед на штитот за заштита од топлина во фазата на инсталација на сондата.

НАСА/Џонс Хопкинс АПЛ/Ед Витман

Паркер сонда со инсталиран топлински штит.

НАСА/Џонс Хопкинс АПЛ/Ед Витман

За да преживее блиску до ѕвездата, сондата е опремена со топлински штит кој делува како „чадор“ под кој ќе се кријат сите научни инструменти. Предниот дел на штитот ќе издржи температури над 1400 степени Целзиусови, додека температурата на неговиот заден дел, каде што се наоѓаат научните инструменти, не треба да надминува триесет степени Целзиусови. Оваа температурна разлика е обезбедена со специјалниот дизајн на овој „соларен чадор“. Со вкупна дебелина од само 11,5 сантиметри, се состои од два панели изработени од композит од јаглерод-графит, меѓу кои е слој од јаглеродна пена. Предниот дел на штитот има заштитна обвивка и бел керамички слој што ги зголемува неговите рефлектирачки својства.

Освен штитот, проблемот со прегревање е дизајниран да го реши и систем за ладење кој користи 3,7 литри дејонизирана вода под притисок како течност за ладење. Електричните жици на уредот се направени со употреба на високотемпературни материјали како што се цевки од сафир и ниобиум, а при приближувањето кон Сонцето, соларните панели ќе се повлекуваат под термички штит. Покрај интензивната топлина, инженерите на мисијата ќе треба да го земат предвид и силниот светлосен притисок од Сонцето, што ќе ја отфрли правилната ориентација на сондата. За да се олесни оваа работа, соларни сензори се инсталирани на сондата на различни места за да помогнат во следењето на заштитата на научната опрема од сонцето.

Алатки

Речиси сите научни инструменти на сондата се „прилагодени“ да ги проучуваат електромагнетните полиња и својствата на сончевата плазма што ја опкружува. Единствен исклучок е оптичкиот телескоп WISPR (Wide-field Imager for Solar Probe), чија задача ќе биде да добие слики од сончевата корона и сончевиот ветер, внатрешната хелиосфера, ударните бранови и сите други структури забележани од апаратот.