меню   содержание    N521  N522  N523








 
Обсерватория SDO рассмотрела солнечные вспышки на поздней стадии их развития
 
 

 

 

Космическая обсерватория SDO в представлении художника ( иллюстрация НАСА ).

 

_ Зонд SDO, запущенный в феврале 2010-го, собрал недостающие данные о поздних стадиях развития солнечных вспышек, необычайно мощных процессов выделения энергии в атмосфере нашей звезды.

Вспышки охватывают все слои солнечной атмосферы ( фотосферу, хромосферу и корону ), а их энергия проявляется в виде излучения, попадающего в самые разные диапазоны спектра, энергичных частиц и гидродинамических течений плазмы. Причиной вспышек считается взаимодействие ускоренных заряженных частиц (преимущественно электронов) с плазмой, а ускорение частиц, в свою очередь, связано с магнитным пересоединением и преобразованием магнитной энергии.

Классифицировать эти явления помогают спутники GOES, регистрирующие пиковую интенсивность рентгеновского излучения на длине волны 1–8 A.
Разные классы вспышек принято обозначать буквами A, B, C, M и X, причём переход от одного к другому соответствует повышению интенсивности в 10 раз. «Этой удобной системой мы пользуемся уже давно, — говорит руководитель нового исследования Томас Вудс ( Thomas Woods ) из Колорадского университета в Боулдере. — Но нас интересовал не привычный и хорошо изученный рентгеновский диапазон, а крайний ультрафиолет».

 



Солнце, снимок SOHO, 8 сентября 2011г

 

Обсерватория SDO как нельзя лучше подходит для наблюдений в области крайнего ультрафиолета: один из трёх установленных на борту зонда приборов, Extreme Ultraviolet Variability Experiment (EVE), обеспечивает сбор данных в интервале 0,1–160 нм, причём информация обновляется очень быстро — каждые 10 секунд. EVE приступил к измерениям в мае 2010 года и за прошедший год зарегистрировал 191 вспышку.

К большому удивлению гелиофизиков, приблизительно в 15% случаев у вспышек чётко выделялся «отложенный» пик излучения, следовавший за знакомым рентгеновским всплеском. «Ультрафиолетовые пики, появлявшиеся через несколько секунд или минут после рентгеновских, наблюдались и раньше, — рассказывает другой участник работ Филлип Чемберлен ( Phillip Chamberlin ) из Центра космических полётов Годдарда.

— Но сейчас мы увидели нечто совершенно новое: временнoй интервал, разделяющий пики, измерялся не единицами, а десятками минут или даже часами. Это «отложенное» излучение необходимо учитывать при оценке выделяемой энергии: к примеру, для вспышки, отмеченной 3 ноября 2010-го, мы бы занизили оценку сразу на 70%, если бы у нас не было данных EVE».

 

Презентация комплекса научных приборов, смонтированного на SDO:



 

Излучение вспышки класса С8.8, отмеченной 5 мая 2010-го.
Чёрным показан рентгеновский пик, а красным — следующие за ним пики
в крайней ультрафиолетовой области. Первый из них, смещённый на пять
минут относительно рентгеновского, был ожидаемым, а появление
второго, «опоздавшего» на полтора часа, - удивило учёных.
( Иллюстрация НАСА / University of Colorado / Tom Woods. )



Чтобы определить, чем 15% вспышек отличаются от остальных, авторы сравнили результаты измерений EVE со снимками, которые передал другой прибор SDO, Atmospheric Imaging Assembly (AIA). Он представляет собой сборку из четырёх телескопов, фотографирующих атмосферу Солнца в десяти разных диапазонах длин волн, захватывающих ультрафиолет и крайний ультрафиолет.

Как выяснилось, в развитии нестандартной вспышки можно выделить два дополнительных этапа. Начальная стадия её эволюции ( на рисунке ниже — предвспышечная конфигурация ) совершенно типична и характеризуется образованием двух серий корональных петель, отмеченных красным и синим, в активной области. В главной фазе вспышки внутренние ( красные ) петли «поднимаются», происходит пересоединение, и наблюдатель отмечает ожидаемый рентгеновский всплеск.

 


Схема эволюции майской вспышки
( иллюстрация НАСА / SDO / AIA / R. Hock / University of Colorado ).

 

_ После этого обычная вспышка перешла бы к завершающей стадии развития — послевспышечной конфигурации. В нашем случае всё усложняется: вещество, выброшенное в главной фазе, «размыкает» вышележащие петли, что даёт ему возможность покинуть атмосферу Солнца и сформировать мощный корональный выброс массы. Пострадавшим внешним ( синим ) петлям приходится перестраиваться,
что сопровождается выделением энергии и «отложенным» излучением, которое и регистрирует EVE.

_ В настоящее время учёные пытаются выяснить, как это дополнительное излучение влияет на
космическую погоду
.

Динамика развития майской вспышки, сфотографированной AIA:



 


Сравнение снимков AIA, расположенных сверху, и данных EVE. Зелёным выделены результаты
наблюдений в области 9,4 нм, синим — 33,5 нм, жёлтым — 17,1 нм. Левый график в нижнем ряду соответствует первому изображению из верхнего, правый — второму. Хорошо видно, что главная
фаза вспышки регистрируется во всех каналах, но с течением времени данные по 9,4 и 33,5 нм
начинают расходиться:

 

 

 

ccылки:
- iopscience.iop.org /0004-637X/739/2/59
- nasa.gov /mission_pages/sdo/news/late-phase-flares.htm
- nasa.gov/mission_pages/sdo/main

- science.compulenta.ru /633300
- lenta.ru /news/2011/09/08/sun

 

 

 





 


 
Телескоп «Кеплер» отыскал «невидимую» экзопланету
 
 

 


_
Американские астрономы, обрабатывавшие информацию с космической обсерватории «Кеплер», отыскали две экзопланеты в системе звезды Kepler-19, одна из которых пока проявляет себя только гравитационно.

«Кеплер» проводит поиск планет, наблюдая за тем, как они проходят на фоне звёзд и на некоторое время уменьшают яркость их свечения. Эта методика даёт возможность оценить физический размер планеты, чётко связанный с амплитудой изменения яркости, но работает, естественно, только тогда, когда орбита допускает транзит ( прохождение по диску светила ) — ориентирована выгодным для наблюдателя образом.

Ещё одна особенность метода, которая и помогла авторам, позволяет регистрировать «дополнительные» планеты в системе, содержащей хотя бы одну транзитную. Внимание специалистов к этой возможности
в 2004 году привлекли учёные из США и Канады, заметившие, что интервал между транзитами должен —
в общем случае — оставаться постоянным, а современный телескоп способен выявить даже небольшие «сбои» в их временнoй последовательности. Если такие «сбои» действительно обнаруживаются, периодические задержки транзитов и, наоборот, их слишком раннее наступление будут указывать на присутствие ещё одной планеты, гравитационно влияющей на транзитную.


Kepler-19b ( небольшая точка на диске звезды )
и выдвинутая на первый план Kepler-19с
( иллюстрация David A. Aguilar ).


_ В новой работе обсуждаются данные, собранные «Кеплером» с мая 2009-го по март 2011-го. Спектроскопические наблюдения, результаты которых также учитывались при моделировании параметров экзопланет, были выполнены в Обсерватории Макдональда и Обсерватории им. Кека.

Измерения показали, что Kepler-19, расположенная в созвездии Лиры на расстоянии в 650 световых лет от нас, во многом напоминает нашу звезду: её радиус оценили в 0,850 ± 0,018 солнечного, а массу — в 0,936 ± 0,040 солнечной. Однако по возрасту Солнце значительно превосходит Kepler-19, которая сформировалась лишь 1,9 ± 1,7 млрд лет назад.

Первая — транзитная — планета в системе, найденная американцами, получила традиционное обозначение Kepler-19b. Она проходит по диску Kepler-19 каждые 9,29 дня, двигаясь на расстоянии в ~13,5 млн км от светила, и приблизительно в 2,2 раза превосходит Землю по радиусу. Максимально возможная масса экзопланеты составляет 20,3 земной.

Ширина интервала между последовательными транзитами Kepler-19b изменяется практически синусоидально с амплитудой в пять минут и периодом в 316 дней. Расчёты свидетельствуют о том, что эти вариации не могут быть вызваны звёздной активностью или присутствием третьего тела непланетарной массы — скажем, второй звезды или коричневого карлика. Следовательно, «невидимый» компонент системы, Kepler-19с, представляет собой экзопланету, орбита которой, видимо, наклонена относительно орбиты Kepler-19b и
не даёт наблюдать транзит.

Астрономы пока не могут сказать, к какому классу экзопланет относится Kepler-19с; известно лишь, что её орбитальный период не должен превышать 160 дней, а масса — шести юпитерианских.

«Имеющимся неполным данным хорошо соответствуют самые разные модели, — признаёт участник исследования Дэниэл Фабрикки (Daniel Fabrycky) из Калифорнийского университета в Санта-Крусе.
— Kepler-19с может оказаться и «каменистой» планетой на круговой орбите с периодом в пять дней, и газовым гигантом на вытянутой 100-дневной орбите».




Иллюстрация из Astrophysical Journal.

Некоторые варианты орбиты Kepler-19с. Ярко-зелёным и синим показаны круговые орбиты
с периодами в 6,129 и 6,256 дня, близкими к резонансу вида 2:3 с периодом Kepler-19b (9,29 дня).

Оливковым выделена ещё одна возможная круговая 18,033-дневная орбита, приближенная
к резонансу 2:1. Другим расчётным орбитам, вероятно, понадобится отличный от нуля
эксцентриситет; в эту группу входят орбиты с периодом в 3,065 дня (розовая, резонанс 1:3),
15,326 дня ( фиолетовая, 5:3 ), 27,036 дня ( голубая, 3:1 ) и 38,310 дня ( коричневая, 4:1 ).

Допустимо и то, что орбита второй экзопланеты повторяет орбиту Kepler-19b; тогда
( отмечено красным ), масса Kepler-19с может становиться совсем небольшой.



ccылки:
- cfa.harvard.edu/news/2011/pr201124.
- universetoday.com//invisible-world-discovered-around-a-distant-star

- science.compulenta.ru/633446
- Обнаружена экзопланета-невидимка

- iopscience.iop.org/0004-637X
- arxiv.org/pdf/1109.1561v1


 

 

 

 

 

 



Hosted by uCoz