Mysteriet med solkoronaen. Solen er en unik stjerne Stjernelysets passasje gjennom solkoronaen

Under påvirkning av tyngdekraften har S., som enhver stjerne, en tendens til å krympe. Denne kompresjonen motvirkes av trykkfallet som følge av høy indre temperatur og tetthet. lag S. I sentrum av S. temperatur T ≈ 1,6. 107 K, tetthet ≈ 160 g/cm -3. En så høy temperatur i de sentrale delene av solen kan opprettholdes i lang tid bare ved syntese av helium fra hydrogen. Disse reaksjonene og fenomenene. grunnleggende energikilde C.

Ved temperaturer på ~10 4 K (kromosfære) og ~10 6 (korona), samt i overgangslaget med mellomtemperaturer, oppstår ioner av ulike grunnstoffer. Emisjonslinjene som tilsvarer disse ionene er ganske mange i kortbølgelengdeområdet av spekteret (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 solaktivitet, økende eller avtagende flere ganger over en 11-års periode og merkbart økende under solutbrudd.

Phys. Egenskapene til de forskjellige lagene er vist i fig. 5 (den nedre kromosfæren med en tykkelse på ≈ 1500 km, hvor gassen er mer homogen, er konvensjonelt fremhevet). Oppvarmingen av den øvre atmosfæren i nord - kromosfæren og koronaen - kan skyldes mekaniske faktorer. energi overført av bølger som oppstår i den øvre delen av konveksjonssonen, samt spredning (absorpsjon) av elektrisk energi. strømmer generert av magnetiske felt som beveger seg sammen med konvektive strømmer.

Eksistensen av en overflatekonvektiv sone i nord forårsaker en rekke andre fenomener. Celler i det øverste laget av den konvektive sonen observeres på overflaten av solen i form av granuler (se). Dypere storskalabevegelser i sonens andre lag vises i form av supergranulasjonsceller og et kromosfærisk nettverk. Det er grunn til å tro at konveksjon i et enda dypere lag observeres i form av gigantiske strukturer - celler med dimensjoner større enn supergranulering.

Stor lokal mag. felt i sonen ± 30 o fra ekvator fører til utvikling av den såkalte. aktive områder med flekker inkludert. Antallet aktive områder, deres plassering på disken og polariteten til solflekker i grupper endres med en periode på ≈ 11,2 år. Under den uvanlig høye toppen 1957-58. aktivitet påvirket nesten hele solskiven. I tillegg til sterke lokale felt i nord er det et svakere storskala magnetfelt. felt. Dette feltet skifter fortegn med en periode på ca. 22 år og forsvinner nær polene ved maksimal solaktivitet.

Under et stort bluss frigjøres enorm energi, ~10 31 -10 32 erg (kraft ~10 29 erg/s). Det er hentet fra magnetisk energi. aktive områdefelt. I følge ideer har de vært i utvikling siden 1960-tallet. I USSR, når magnetiske flukser samhandler, oppstår strømlag. Utvikling i dagens ark kan føre til akselerasjon av partikler, og det er trigger-(start)mekanismer som fører til plutselig utvikling av prosessen.

Ris. 13. Typer innvirkning av et solutbrudd på jorden (ifølge D. X. Menzel).

Røntgen stråling og kosmiske solstråler som kommer fra fakkelen (fig. 13) forårsaker ytterligere ionisering av jordens ionosfære, noe som påvirker forholdene for utbredelse av radiobølger. Strømmen av partikler som kastes ut under fakkelen når jordens bane på omtrent et døgn og forårsaker en magnetisk storm og nordlys på jorden (se,).

I tillegg til de korpuskulære strømmene som genereres av fakler, er det kontinuerlig korpuskulær stråling C. Den er assosiert med utstrømning av forsjeldne plasma fra utsiden. regioner av solkoronaen inn i det interplanetære rommet - av solvinden. Tapet av materie på grunn av solvinden er lite, ≈ 3. 10 -14 per år, men det representerer det grunnleggende. komponent i det interplanetariske mediet.

Solvinden fører storskala magnetfelt inn i det interplanetære rommet. felt C. Rotasjon C. vrir linjene til det interplanetariske magnetfeltet. felt (IMF) inn i Arkimedes-spiralen, som tydelig observeres i ekliptikkplanet. Siden den viktigste trekk ved storskala magnetisk felt S. yavl. to sirkumpolare områder med motsatt polaritet og feltene ved siden av dem, med et rolig nord viser den nordlige halvkule av interplanetarisk rom seg å være fylt med et felt av ett tegn, den sørlige halvkule av et annet (fig. 14). Nær aktivitetsmaksimumet, på grunn av en endring i tegnet til det storskala solfeltet, skjer en reversering av polariteten til dette vanlige magnetfeltet. felt av interplanetarisk rom. Magn. strømmene til begge halvkuler er atskilt av et strømark. Når man roterer C. er jorden lokalisert flere ganger. dager, deretter over og deretter under den buede "korrugerte" overflaten til det nåværende laget, det vil si at det faller inn i permafrosten, rettet enten mot nord eller bort fra det. Dette fenomenet kalles. interplanetarisk magnetfelt.

Nær maksimal aktivitet påvirker strømmer av partikler som akselereres under fakler mest effektivt jordens atmosfære og magnetosfære. I løpet av fasen med aktivitetsnedgang, mot slutten av den 11-årige aktivitetssyklusen, med en nedgang i antall fakler og utviklingen av det interplanetære strømarket, blir stasjonære strømmer av forsterket solvind mer betydelig. Roterende sammen med nord, forårsaker de geomagnetiske bølger som gjentar seg hver 27. dag. indignasjon. Denne tilbakevendende (gjentatte) aktiviteten er spesielt høy i slutten av partallssykluser, når retningen til magnetfeltet. Feltene til sol-"dipolen" er antiparallelle til jordens.

Tent.:
Martynov D. Ya., Kurs i generell astrofysikk, 3. utgave, M., 1978;
Menzel D. G., Vår sol, overs. fra engelsk, M., 1963; Solar og solar-terrestrisk fysikk. Illustrert ordbok over begreper, trans. fra English, M., 1980;
Shklovsky I.S., Physics of the Solar Corona, 2. utgave, M., 1962;
Severny A.B., Magnetic fields of the Sun and stars, UFN, 1966, vol. 88, v. 1, s. 3-50; - Solkorona - granulering

Har høy temperatur. Ved overflaten er det omtrent 5500 grader Celsius. Solen har en atmosfære som kalles korona. Dette området består av overopphetet gass - plasma. Temperaturen når mer enn 3 millioner grader. Og forskere prøver å forstå hvorfor det ytre laget av solen er så mye varmere enn alt som ligger under.

Problemet som forvirrer forskere er ganske enkelt. Siden energikilden er i sentrum av solen, bør kroppen bli gradvis kjøligere når man beveger seg bort fra sentrum. Men observasjoner tyder på det motsatte. Og så langt kan forskerne ikke forklare hvorfor solens korona er varmere enn de andre lagene.

Gammel hemmelighet

Til tross for temperaturen er solkoronaen vanligvis ikke synlig for en observatør på jorden. Dette skyldes den intense lysstyrken til resten av solen. Selv sofistikerte instrumenter kan ikke studere det uten å ta hensyn til lyset som kommer fra solens overflate. Men dette betyr ikke at eksistensen av solkoronaen er en nylig oppdagelse. Det kan observeres i sjeldne, men forutsigbare hendelser som har fascinert mennesker i tusenvis av år. Disse er komplette.

I 1869 utnyttet astronomer en slik formørkelse for å studere det ytre laget av solen som plutselig ble synlig for observasjon. De pekte spektrometre mot solen for å studere det unnvikende koronamaterialet. Forskere oppdaget en ukjent grønn linje i koronaens spektrum. Det ukjente stoffet ble kalt koronium. Sytti år senere innså imidlertid forskere at det var et kjent element - jern. Men oppvarmet til enestående millioner av grader.

En tidlig teori sa at akustiske bølger (tenk på at solens materiale komprimeres og utvider seg som et trekkspill) kan være ansvarlige for temperaturen til koronaen. På mange måter ligner dette på hvordan en bølge kaster vanndråper i høy hastighet inn på land. Men solsonder har ikke vært i stand til å finne bølger med kraft til å forklare den observerte koronale temperaturen.

I nesten 150 år har dette mysteriet vært et av vitenskapens små, men interessante mysterier.Samtidig er forskerne sikre på at deres kunnskap om temperaturen både på overflaten og i koronaen er helt korrekt.

Solens magnetfelt: hvordan fungerer det?

Noe av problemet er at vi ikke forstår mange av de små hendelsene som skjer på solen. Vi vet hvordan den gjør jobben sin med å varme opp planeten vår. Men modeller av materialene og kreftene som er involvert i denne prosessen eksisterer rett og slett ikke ennå. Vi kan ennå ikke komme nær nok til solen til å studere den i detalj.

Svaret på de fleste spørsmål om solen i disse dager er at solen er en veldig kompleks magnet. Jorden har også et magnetfelt. Men til tross for havene og underjordisk magma, er den fortsatt mye tettere enn solen. Som rett og slett er en stor klump gass og plasma. Jorden er et hardere objekt.

Solen roterer også. Men siden den ikke er solid, roterer polene og ekvator med forskjellige hastigheter. Materie beveger seg opp og ned i solens lag, som i en panne med kokende vann. Denne effekten forårsaker uorden i magnetfeltlinjene. De ladede partiklene som utgjør de ytre lagene av solen, beveger seg langs linjer som tog på høyhastighetstog. Disse linjene brytes og kobles sammen igjen, og frigjør enorme mengder energi (solutbrudd). Eller de produserer virvler fulle av ladede partikler, som fritt kan kastes fra disse skinnene ut i verdensrommet i kolossal hastighet (koronal masseutkast).

Vi har mange satellitter som allerede sporer solen. Solarer Pro, som ble lansert i år, har akkurat begynt sine observasjoner. Det vil fortsette arbeidet frem til 2025. Forskere håper at oppdraget vil gi svar på mange mystiske spørsmål om solen.

Hvis du finner en feil, merk en tekst og klikk Ctrl+Enter.

Jordisk liv skylder sin opprinnelse til den himmelske kroppen. Det varmer og lyser opp alt på overflaten av planeten vår. Det er ikke uten grunn at tilbedelsen av solen og dens representasjon som en stor himmelsk gud ble reflektert i kultene til de primitive folkene som bodde på jorden.

Århundrer og årtusener har gått, men dens betydning i menneskelivet har bare økt. Vi er alle barn av solen.

Hva er solen?

Stjerne fra galaksen Melkeveien, med sin geometriske form, som representerer en enorm, varm, gassformig ball, som konstant sender ut strømmer av energi. Den eneste kilden til lys og varme i vårt stjerne-planetsystem. Nå er solen i en alder av en gul dverg, i henhold til den allment aksepterte klassifiseringen av typene stjerner i universet.

Egenskaper til solen

Solen har følgende parametere:

• Alder –4,57 milliarder år;
• Avstand til jorden: 149 600 000 km
• Masse: 332 982 jordmasser (1,9891·10³⁰ kg);
• Den gjennomsnittlige tettheten er 1,41 g/cm³ (den øker 100 ganger fra periferien til midten);
• Solens banehastighet er 217 km/s;
• Rotasjonshastighet: 1.997 km/s
• Radius: 695-696 tusen km;
• Temperatur: fra 5 778 K ved overflaten til 15 700 000 K ved kjernen;
• Koronatemperatur: ~1 500 000 K;
• Solen er stabil i sin lysstyrke, den er i 15 % av de lyseste stjernene i vår galakse. Den sender ut mindre ultrafiolette stråler, men har mer masse sammenlignet med lignende stjerner.

Hva er solen laget av?

På min egen måte kjemisk oppbygning lyset vårt er ikke forskjellig fra andre stjerner og inneholder: 74,5 % hydrogen (i masse), 24,6 % helium, mindre enn 1 % andre stoffer (nitrogen, oksygen, karbon, nikkel, jern, silisium, krom, magnesium og andre stoffer). Inne i kjernen er det kontinuerlige kjernereaksjoner som omdanner hydrogen til helium. Det absolutte flertallet av massen solsystemet– 99,87 % tilhører solen.

Allerede denne lørdagen, 11. august 2018, vil et nytt oppdrag for å studere Solen - Parker Solar Probe (eller Parker-solsonden) gå ut i verdensrommet. Om noen år vil enheten nærme seg solen så nært som noen menneskeskapt gjenstand noen gang har oppnådd. Redaksjonell N+1 med hjelp av Sergei Bogachev, sjefforsker ved laboratoriet Røntgenastronomi Sun FIAN, bestemte seg for å finne ut hvorfor forskere sender en enhet til et så varmt sted og hvilke resultater som forventes fra det.

Når vi ser på nattehimmelen, ser vi et enormt antall stjerner - den største kategorien objekter i universet som kan observeres fra jorden. Det er disse enorme skinnende gasskulene som mange mennesker produserer i sine termonukleære "ovner". kjemiske elementer tyngre enn hydrogen og helium, uten hvilken planeten vår, alle levende ting på den og oss selv ikke ville eksistert.

Stjernene befinner seg i enorme avstander fra jorden – avstanden til den nærmeste av dem, Proxima Centauri, er anslått til flere lysår. Men det er én stjerne hvis lys bare tar åtte minutter å nå oss - dette er vår sol, og å observere den hjelper oss å lære mer om andre stjerner i universet.

Solen er mye nærmere oss enn det ser ut ved første øyekast. I en viss forstand er jorden inne i solen - den vaskes konstant av strømmen av solvind som kommer fra koronaen - den ytre delen av stjernens atmosfære. Det er strømmene av partikler og stråling fra solen som styrer «romværet» nær planetene. Utseendet til nordlys og forstyrrelser i magnetosfærene til planeter avhenger av disse strømmene, mens solflammer og koronale masseutkast deaktiverer satellitter, påvirker utviklingen av livsformer på jorden og bestemmer strålingsbelastningen på bemannede romferder. Dessuten forekommer lignende prosesser ikke bare i solsystemet, men også i andre planetsystemer. Derfor lar det å forstå prosessene i solkoronaen og den indre heliosfæren oss bedre forstå oppførselen til plasma-"havet" som omgir jorden.

Solens struktur

Wikimedia Commons

"På grunn av solens avsidesliggende beliggenhet mottar vi nesten all informasjon om den gjennom strålingen den genererer. Til og med noen enkle parametere, som temperatur, som på jorden kan måles med et vanlig termometer, bestemmes for sola og stjernene på en mye mer kompleks måte - av spekteret til deres stråling. Dette gjelder også flere komplekse egenskaper, for eksempel til et magnetfelt. Et magnetfelt kan påvirke strålingsspekteret ved å splitte linjene i det – dette er den såkalte Zeeman-effekten. Og det er nettopp fordi feltet endrer spekteret til stjernens stråling at vi er i stand til å registrere det. Hvis en slik påvirkning ikke fantes i naturen, ville vi ikke vite noe om magnetfeltet til stjerner, siden det ikke er noen måte å fly direkte til en stjerne, sier Sergei Bogachev.

"Men denne metoden har også begrensninger - ta for eksempel det faktum at fravær av stråling fratar oss informasjon. Hvis vi snakker om solen, avgir ikke solvinden lys, så det er ingen måte å fjernbestemme dens temperatur, tetthet og andre egenskaper. Sender ikke ut lys eller magnetfelt. Ja, i de nederste lagene solatmosfære magnetiske rør er fylt med lysende plasma og dette gjør det mulig å måle magnetfeltet nær overflaten av solen. Men selv i en avstand på en radius av solen fra overflaten, er slike målinger umulige. Og det er ganske mange slike eksempler. Hva skal man gjøre i en slik situasjon? Svaret er veldig enkelt: Vi må sende ut sonder som kan fly direkte til solen, stupe ned i atmosfæren og solvinden og ta målinger direkte på stedet. Slike prosjekter er vanlige, selv om de er mindre kjente enn romteleskopprosjekter, som gjør fjernobservasjoner og produserer mye mer spektakulære data (som fotografier) ​​enn sonder som produserer en kjedelig strøm av tall og grafer. Men hvis vi snakker om vitenskap, så er det selvfølgelig få fjernobservasjoner som kan sammenlignes i kraft og overtalelsesevne med studiet av et objekt som er i nærheten, fortsetter Bogachev.

Solens mysterier

Observasjoner av solen ble utført tilbake i Antikkens Hellas og i Det gamle Egypt, og i løpet av de siste 70 årene har mer enn et dusin romsatellitter, interplanetære stasjoner og teleskoper, fra Sputnik-2 og slutter med romobservatorier som opererer i dag, som SDO, SOHO eller STEREO, nøye overvåket (og overvåker) oppførselen til stjernene som er nærmest oss, og omgivelsene. Astronomer har imidlertid fortsatt mange spørsmål knyttet til strukturen til solen og dens dynamikk.

For eksempel har forskere i mer enn 30 år blitt møtt med problemet med solnøytrinoer, som består i mangelen på detekterte elektronnøytrinoer produsert i solkjernen som et resultat av kjernefysiske reaksjoner, sammenlignet med deres teoretisk forutsagte antall. Et annet mysterium involverer unormal oppvarming av koronaen. Dette ytterste laget av stjernens atmosfære har en temperatur på mer enn en million grader Kelvin, mens den synlige overflaten til Solen (fotosfæren), som kromosfæren og koronaen befinner seg over, varmes opp til bare seks tusen grader Kelvin. Dette virker rart, for logisk sett burde de ytre lagene av stjernen være kjøligere. Direkte varmeoverføring mellom fotosfæren og koronaen er ikke nok til å sikre slike temperaturer, noe som gjør at andre mekanismer for oppvarming av koronaen er på jobb her.

Solens korona under en total solformørkelse i august 2017.

NASAs Goddard Space Flight Center/Gopalswamy

Det er to hovedteorier som forklarer denne anomalien. I følge den første er magnetoakustiske bølger og Alfven-bølger, som spredning i koronaen øker plasmatemperaturen, ansvarlige for overføringen av varme fra den konvektive sonen og fotosfæren til solen til kromosfæren og koronaen. Denne versjonen har imidlertid en rekke ulemper, for eksempel kan ikke magnetoakustiske bølger sikre overføring av en tilstrekkelig stor mengde energi inn i koronaen på grunn av spredning og refleksjon tilbake til fotosfæren, og Alfven-bølger konverterer relativt sakte energien sin til termisk energi av plasmaet. I tillegg var det i lang tid rett og slett ingen direkte bevis for bølgeutbredelse gjennom solkoronaen - bare i 1997 registrerte SOHO-romobservatoriet første gang magnetoakustiske solbølger med en frekvens på en millihertz, som gir bare ti prosent av energien som kreves for å varme opp koronaen til de observerte temperaturene

Den andre teorien assosierer den unormale oppvarmingen av koronaen med stadig forekommende mikrobluss som oppstår på grunn av den kontinuerlige gjentilkoblingen av magnetiske linjer i lokale områder av magnetfeltet i fotosfæren. Denne ideen ble foreslått på 1980-tallet av den amerikanske astronomen Eugene Parker, hvis navn sonden er oppkalt etter og som også forutså nærværet av solvinden, en strøm av høyenergiladede partikler som kontinuerlig sendes ut av solen. Teorien om mikrobluss er imidlertid heller ikke bekreftet ennå. Det er mulig at begge mekanismene virker på solen, men dette må bevises, og for dette må du fly til solen på ganske nær avstand.

Et annet mysterium for solen er forbundet med koronaen - mekanismen for dannelsen av solvinden, som fyller hele solsystemet. Det er på dette at romværfenomener som nordlyset eller magnetiske stormer. Astronomer er interessert i mekanismene for fremveksten og akselerasjonen av den langsomme solvinden som genereres i koronaen, samt rollen til magnetiske felt i disse prosessene. Også her er det flere teorier som har både bevis og mangler, og Parker-sonden forventes å bidra til å prikke i-ene.

"Generelt er det nå ganske velutviklede modeller av solvinden som forutsier hvordan dens egenskaper bør endre seg når den beveger seg bort fra solen. Nøyaktigheten til disse modellene er ganske høy på avstander i størrelsesorden Jordens bane, men hvor nøyaktig de beskriver solvinden i nær avstand fra Solen er ikke klart. Kanskje Parker kan hjelpe med dette. Et annet ganske interessant spørsmål er akselerasjonen av partikler på solen. Etter bluss kommer bekker til jorden stort nummer akselererte elektroner og protoner. Det er imidlertid ikke helt klart om akselerasjonen deres skjer direkte på solen, og deretter beveger de seg rett og slett mot jorden ved treghet, eller om disse partiklene i tillegg (og kanskje fullstendig) akselereres på vei til jorden av interplanetarisk magnetfelt. Kanskje, når data samlet inn av en sonde nær solen kommer til jorden, kan dette problemet også løses. Det er flere lignende problemer, hvis løsning kan fremmes på samme måte - ved å sammenligne lignende målinger i nærheten av solen og på nivået av jordens bane. Generelt er oppdraget rettet mot å løse slike spørsmål. Vi kan bare håpe at enheten vil lykkes, sier Sergei Bogachev.

Rett til helvete

Parker-sonden vil bli skutt opp 11. august 2018 fra oppskytningskomplekset SLC-37 ved US Air Force Base ved Cape Canaveral, den vil bli skutt opp i verdensrommet av et tungt bærerakett Delta IV Heavy - dette er den kraftigste raketten i operasjon, kan den skytes ut i lav bane nesten 29 tonn last. Den er kun overgått når det gjelder bæreevne, men denne transportøren er fortsatt i teststadiet. For å komme til sentrum av solsystemet er det nødvendig å redusere den svært høye hastigheten som Jorden (og alle objekter på den) har i forhold til Solen - omtrent 30 kilometer i sekundet. I tillegg til en kraftig rakett vil dette kreve en rekke gravitasjonsmanøvrer nær Venus.

Etter planen vil prosessen med å nærme seg solen vare i syv år - med hver nye bane (det er 24 totalt), vil enheten komme nærmere og nærmere stjernen. Det første periheliumet vil bli passert 1. november, i en avstand på 35 solradier (omtrent 24 millioner kilometer) fra stjernen. Så, etter en serie på syv gravitasjonsmanøvrer nær Venus, vil enheten nærme seg solen til en avstand på rundt 9-10 solradier (omtrent seks millioner kilometer) - dette vil skje i midten av desember 2024. Dette er syv ganger nærmere enn periheliumet til Merkurs bane, aldri før menneskeskapt romfartøy kom ikke så nær solen (den nåværende rekorden tilhører Helios-B-apparatet, som nærmet seg stjernen på 43,5 millioner kilometer).

Plan for flyturen til solen og de viktigste arbeidsbanene til sonden.

Hovedstadiene i arbeidet med hver av banene.

Valget av en slik posisjon for observasjoner er ikke tilfeldig. I følge forskernes beregninger er det i en avstand på ti radier fra solen Alfven-punktet - området der solvinden akselererer så mye at den forlater solen, og bølger som forplanter seg i plasmaet ikke lenger påvirker den. Hvis sonden kan komme nær Alfven-punktet, kan vi anta at den har kommet inn i solatmosfæren og berørt Solen.

Parker-sonden, satt sammen, under installasjon på det tredje trinnet av bæreraketten.

"Sondens oppgave er å måle hovedkarakteristikkene til solvinden og solatmosfæren langs dens bane. De vitenskapelige instrumentene om bord er ikke unike og har ikke rekordstore egenskaper (bortsett fra evnen til å motstå solstrålingsflukser ved periheliumet Parker Solar Probe er et kjøretøy med konvensjonelle instrumenter, men i en unik bane. De fleste (og kanskje til og med alle) vitenskapelige instrumenter er planlagt å holdes unna i alle deler av banen unntatt ved perihelium, der kjøretøyet er nærmest Solen. På en måte, dette vitenskapelig program understreker i tillegg at hovedmålet med oppdraget er å studere solvinden og solatmosfæren. Når enheten beveger seg bort fra perihelium, vil data fra de samme instrumentene bli til vanlige data, og for å bevare ressursen til vitenskapelige instrumenter, vil de ganske enkelt bli byttet til bakgrunnen til neste tilnærming. Slik sett er evnen til å gå inn i en gitt bane og evnen til å leve på den i en gitt tid faktorene som suksessen til oppdraget først og fremst vil avhenge av, sier Sergei Bogachev.

Parker varmeskjoldenhet.

Greg Stanley/Johns Hopkins University

Utsikt over varmebeskyttelsesskjoldet på installasjonsstadiet på sonden.

NASA/Johns Hopkins APL/Ed Whitman

Parker-sonde med installert varmeskjold.

NASA/Johns Hopkins APL/Ed Whitman

For å overleve nær stjernen er sonden utstyrt med et varmeskjold som fungerer som en "paraply" som alle vitenskapelige instrumenter vil gjemme seg under. Den fremre delen av skjoldet vil tåle temperaturer på mer enn 1400 grader Celsius, mens temperaturen på dens bakre del, der de vitenskapelige instrumentene er plassert, ikke bør overstige tretti grader Celsius. Denne temperaturforskjellen er sikret av den spesielle utformingen av denne "solparaplyen". Med en total tykkelse på bare 11,5 centimeter består den av to paneler laget av karbon-grafitt-kompositt, mellom disse er det et lag med karbonskum. Fronten av skjoldet har et beskyttende belegg og et hvitt keramisk lag som øker dets reflekterende egenskaper.

I tillegg til skjoldet er problemet med overoppheting designet for å løses av et kjølesystem som bruker 3,7 liter avionisert vann under trykk som kjølevæske. Enhetens elektriske ledninger er laget av materialer med høy temperatur som safirrør og niob, og under tilnærminger til solen vil solcellepanelene trekkes inn under et termisk skjold. I tillegg til den intense varmen, vil oppdragsingeniører måtte ta hensyn til det sterke lystrykket fra solen, som vil kaste av seg den korrekte orienteringen til sonden. For å lette dette arbeidet er det installert solsensorer på sonden på forskjellige steder for å overvåke beskyttelsen av vitenskapelig utstyr mot solen.

Verktøy

Nesten alle sondens vitenskapelige instrumenter er "skreddersydd" for å studere elektromagnetiske felt og egenskapene til solplasmaet som omgir den. Det eneste unntaket er det optiske teleskopet WISPR (Wide-field Imager for Solar PRObe), hvis oppgave vil være å ta bilder av solkoronaen og solvinden, den indre heliosfæren, sjokkbølger og andre strukturer observert av enheten.