WPROWADZENIE
IRIS (Interface Region Imaging Spectrograph, Small Explorer/IRIS, SMIEX/IRIS) jest amerykańskim satelitą heliofizycznym przeznaczonym do badań oddziaływań pomiędzy wewnętrznymi warstwami atmosfery Słońca a koroną słoneczną. Do jego podstawowych celów naukowych zaliczają się: określenie rodzaju energii nietermicznej dominującej w chromosferze i warstwie przejściowej między chromosferą a koroną słonecznej (Transition Region - TR); określenie roli chromosfery w regulacji przepływu materii i energii do korony; oraz zbadanie sposobu podnoszenia się materii i pól magnetycznych w dolnej części atmosfery i roli tych mechanizmów w generowaniu rozbłysków słonecznych oraz koronalnych wyrzutów masy. Problemy te mają duże znacznie dla heliofizyki, fizyki plazmy, badań nad pogodą kosmiczną i astrofizyki. Badania te przyczynią się do lepszego zrozumienia wpływu Słońca na pogodę kosmiczną w przestrzeni sięgającej od dolnej korony do odległych regionów heliosfery. W ten sposób misja znacznie zwiększy wartość naukową danych dostarczanych przez inne satelity i sondy heliofizyczne.
W celu spełnienia postawionych celów satelita umożliwia spektroskopię chromosfery i obszaru przyległego oraz jego obrazowanie w wysokiej rozdzielczości. Pracuje w zakresie ultrafioletu dalekiego (Far Ultraviolet - FUV) i bliskiego (Near Ultraviolet - NUV) z rozdzielczością kątową 0.33 sekundy kątowej i rozdzielczością pomiarów ruchów plazmy 0.4 km/s w polu widzenia o szerokości 171 sekund kątowych. Do tej pory nie uzyskiwano obserwacji spektrometrycznych badanego obszaru, zachodzące w nim zjawiska są znane prawie wyłącznie dzięki obrazowaniu. W połączeniu z obrazowaniem dane spektrometryczne dostarczą istotnych informacji na temat fizyki tego regionu - charakterystyk przepływu materii i energii w trzech wymiarach, zmian temperatur, efektów nietermicznych i właściwości fal plazmowych. Zebrane dane pozwolą na określenie geometrii atmosfery Słońca w obszarze od chromosfery do części korony o niższej temperaturze w funkcji przestrzeni, czasu i długości fali, rzucając nowe światło na fizykę regionu przejściowego. Możliwe będzie śledzenie przepływu plazmy w górę i w dół w wysokiej rozdzielczości, mierzenie fal i strumieni ciepła związanych z tymi przepływami, mierzenie poprzecznych przemieszczeń plazmy, modelowanie zmian w polach magnetycznych związanych z tymi procesami, oraz badanie efektów nietermicznych.
Chromosfera i TR łącznie tworzą region łączący fotosferę z koroną słoneczną (Interface Region). W jego obrębie prawie cała energia mechaniczna napędzająca aktywność słoneczną jest przekształcana na ciepło i promieniowanie. Niewielka część energii przenika jednak do korony, gdzie nagrzewa ją i powoduje generowanie wiatru słonecznego. Pomimo iż obszar ten odgrywa decydująca rolę w tych procesach do tej pory był badany znacznie mniej intensywnie niż fotosfera i korona. Było to spowodowane jego dużą złożonością. Przejście pomiędzy wysokim i niskim β plazmy (stosunkiem pomiędzy ciśnieniem plazmy i ciśnieniem magnetycznym) następuje właśnie w tym regionie. Tak więc występuje w nim konkurencja pomiędzy plazmą a polem magnetycznym. W tym obszarze gęstość plazmy spada o 6 rzędów wielkości a temperatura wzrasta z 5000 K do 1 mln K. Ponadto występuje silny gradient pola magnetycznego. Następuje też przejście gazu ze stanu częściowego zjonizowania w chromosferze do stanu całkowitej jonizacji w koronie. Ponieważ chromosfera jest częściowo nieprzezroczysta, a efekty odbiegające od lokalnej równowago termodynamicznej dominują w radiacyjnym przenoszeniu energii, zinterpretowanie bilansu radiacyjnego i lokalnego balansu energii nie jest proste. Wymaga zastosowania złożonych modeli komputerowych. Aktualne badania oparte na danych z japońskiego satelity Hinode (umieszczonym na orbicie 22 września 2006 r) i teleskopów naziemnych wykazały też że region przejściowy znacznie bardziej dynamiczna niż sądzono wcześniej, co dodatkowo komplikuje jego badania. Obserwacje w zakresie linii H-alfa wykonane w La Palma ujawniły obecność fibryli o wielkościach zbliżających się do granicy rozdzielczości (0.16 sekundy kątowej, 120 km). Filmy pokazujące krawędź traczy uzyskane przez zestaw SOT (Solar Optical Telescope) satelity Hinode pokazały obecność struktur w kształcie kolców o wielkości 0.2 sekundy kątowej istniejących przez okres 10 - 100 sekund. Występują też ruchy poprzeczne o amplitudzie około 20 km/s. Wymagane jest więc wykonywanie obserwacji z wysoką rozdzielczością czasową (lepszą od 15 sekund) i przestrzenną. Z drugiej strony stany jonizacji niektórych pierwiastków (np wodoru) wpływają wolno na zmiany w balansie energii. Zależy on więc od historii zjawisk plazmowych. Z tych porodów szczegółowe badania obszaru przejściowego wymagają zastosowania sprzętu i technik modelowania osiągalnych dopiero w ostatnich latach. Sama złożona dynamika i struktura chromosfery są dość dobrze poznane. Jednak wkład możliwych procesów fizycznych w balans energii chromosfery i TR jest w większości nieznany. Za większą część przepływu energii do korony i wiatru słonecznego są odpowiedzialne różnorodne fale magnetohydrodynamiczne, jednak ich relatywny wkład pozostaje niepewny. Nie jest nawet jasne jakie rodzaje fal odgrywają istotną rolę na różnych etapach tych procesów. Połączenie spektrogramów i obrazów o wysokiej rozdzielczości pozwoli na zmierzenie mocy różnych typów fal magnetohydrodynamicznych, określenie miejsc ich zaniku, konwersji i odbijania, oraz określenie wkładu fal plazmowych w energetykę atmosfery Słońca.
W wyższej części chromosfery i w TR energia spływająca w dół z korony słonecznej wpływa na uwarstwienie atmosfery i wywołuje wymianę masy powiedz chromosferą i koroną. Energia termiczna lub przepływ cząstek energetycznych z miejsc rekonekcji magnetycznej powoduje podgrzewanie materii chromosfery i jej przepływ do korony, zarówno w okresach małej aktywności Słońca jak i podczas rozbłysków słonecznych. Jednak procesy te zachodzą w skalach mniejszych od dostępnych dla obecnych instrumentów. Ponadto zależności czasowa i przestrzenna pomiędzy podgrzewaniem chromosfery i korony pozostają niejasne. Nieznana jest przyczyna braku korelacji pomiędzy emisją EUV z TR (znacznikiem podgrzewania korony) a emisją w linii Ca II z chromosfery w zakresie dostępnej obecnie rozdzielczości kątowej (1.25 sekundy kątowej) osiągniętej dzięki satelicie TRACE (Transition Region and Coronal Explorer, umieszczonym na orbicie 2 kwietnia 1998 r i pracującym do 21 czerwca 2010 r) w skalach czasowych około 12 sekund. Może to oznaczać, że podgrzewanie korony i chromosfery nie następuje jednocześnie w tym samym regionie, chociaż w obu wypadkach jest związane z polami magnetycznymi. Oznacza to, że obecnie nie jest możliwe prześledzenie związków pomiędzy polami magnetycznymi, materią i energią w obszarze od fotosfery do korony w danym odstępie czasu. Wymaga to wykonania obserwacji ruchów plazmy. Obserwacje IRIS wykonywane z dużą rozdzielczością czasową i kątową pozwolą na zbadanie ewolucji chromosfery, TR i korony, pozwalając na szczegółowe zbadanie struktury atmosfery Słońca. Modelowanie i obserwacje kontekstowe z satelitów SDO (Solar Dynamics Observatory, umieszczony na orbicie 11 lutego 2009 r) i Hinode pomogą w interpretacji tych danych.
Rodzaj energii nietermicznej zasilającej chromosferę, TR, koronę i wiatr słoneczny w dalszym ciągu pozostaje nieznany. Odpowiednie ilości energii mogą wyzwalać fale, prądy elektryczne i rekolekcje magnetyczne. Nie jest jasne jaki jest poszczególny wkład tych procesów w zależności od lokalnych warunków. Nie są też znane szczególny procesów konwersji energii nietermicznej na termiczną. W przypadku fal akustycznych część aktualnych badań wskazuje na ich niewielką rolę, a część na znaczny udział. Dane z satelitów TRACE i Hinode oraz teleskopów naziemnych pokazały, że trajektorie paraboliczne wielu spikul znajdują się pod wpływem szoków magnetoakustycznych. IRIS dostarczy danych spektrometrycznych pozwalających na śledzenie fal magnetoakustycznych od chromosfery (w zakresie linii FUV pierwiastków neutralnych) do korony (np w zakresie linii Fe XII) poprzez pomiary przesunięć fazowych, amplitud i profili linii w funkcji temperatur w różnych geometriach pół magnetycznych. Jednak prawdopodobnie w przemieszczaniu się do korony i wiatru słonecznego bardziej efektywne są różne rodzaje fal magnetohydrodynamicznych, głównie poprzecznych. Będą one badane poprzez połączenie spektroskopii i obrazowania. Zarówno obserwacje jak i symulacje numeryczne wykazały, że chromosfera faluje pod wpływem kołyszącego się pola magnetycznego. Hinode obserwował te ruchy w najwyższych warstwach chromosfery w linii Ca II H. Wiele linii nietermicznych zarejestrowanych przez spektrometr SUMER (Solar Ultraviolet Measurement of Emitted Radiation) satelity SOHO (Solar and Heliospheric Observatory, wyniesionego w kosmos 2 grudnia 1995 r) może być generowanych przez fale tego typu. Są one głównym kandydatem na proces napędzający wiatr słoneczny. W koronie mogą być mniej istotne energetycznie. Mogą być jednak wykorzystywane jako wartościowy wskaźnik w badaniach sejsmologicznych tej części atmosfery. IRIS umożliwi pomiary przepływu energii powodowanego zarówno przez fale podłużne jak i poprzeczne w chromosferze i TR. Pozwoli to na lepsze zrozumienie procesów ich propagacji, odbijania i zaniku. Dokładne pomiary propagacji fal w stosunku do pola magnetycznego zostaną wykonane poprzez połączenie danych z IRIS z wektorami pola magnetycznego, uzyskiwanymi np dzięki danym z urządzenia SP (Spectro-Polarimeter) wchodzącego w skład zestawu SOT satelity Hinode, lub bezpośrednio na podstawie orientacji fibryl widocznych na obrazach IRIS w zakresie linii Mg IIk. Obserwacje wykonywane z wysoką rozdzielczością czasową w połączeniu z modelowaniem umożliwią skwantyfikowanie odbijania, transmisji i absorpcji fal. Obrazowanie z rozdzielczością czasową około 10 sekund i powtarzalne mapowanie spektrometryczne obszaru o szerokości około 3 sekund kątowych z taką samą rozdzielczością czasową pozwoli na badania fal o okresie do 20 sekund. Przy obserwacjach tylko jednej lokalizacji możliwe będzie badanie fal o okresach do 2 sekund. Ostatecznym celem będzie wsteczne modelowanie radiacyjnych fal magnetohydrodynamicznych obserwowanych przez IRIS i instrumenty mierzące wektory pola magnetycznego. Wraz z modelami nowej generacji dostarczy to realistycznych informacji o związkach pomiędzy polami i plazmą, przenoszeniu energii na drodze promieniowania, deponowaniu energii i właściwościach fal. W przypadku prądów elektrycznych problematyczne jest oszacowanie energii uwalnianej na drodze ich rozpraszania. Prądy te mogą być intensywne w kompaktowych fibrylach i arkuszach plazmy. Ich rozpraszanie w chromosferze powinno być związane z szybkimi wzrostami temperatur. IRIS pozwoli na spektrometryczne śledzenie zmian w strukturze termicznej, w zakresie od 5000 K do 1 mln K. Dane na temat ewolucji struktury termicznej w chromosferze dostarczą informacji na temat ilości energii elektromagnetycznej która przekształca się lokalnie w ciepło. Ponadto pozwolą na określenie jak dużo energii propaguje w dół z korony w postaci energii termicznej lub cząstek energetycznych w czasie zjawisk o różnej intensywności, od mikrorozbłysków do rozbłysków typu X. W warstwie przejściowej prawdopodobnie zachodzi zarówno przenoszenie energii cieplnej oraz przepływ cząstek energetycznych, ale rola tych w różnych warunkach nie jest znana. Obserwacje IRIS mogą ponadto na zbudowanie modeli TR i korony zgodnych z aktualnymi obserwacjami zachodzących w nich zmian. Korona dynamicznie ewoluuje przez większą część czasu, co powoduje powstanie występujących obok siebie pasm plazmy o różnym uwarstwieniu termicznym i gęstościowym. Do tej pory żaden model stacjonarny lub dynamiczny nie wyjaśnia obserwowanej emisji z TR bez uwzględnienia znacznej ekspansji pola magnetycznego na wysokość. Jednak występowanie takiej ekspansji nie jest wspierane przez dane obserwacyjne. Wysoka rozdzielczość IRIS w odpowiednim zakresie temperatur pozwoli na wyjaśnienie tego problemu. Na obrazach będzie można zobaczyć geometrię pola magnetycznego, natomiast dane spektrometryczne pozwolą na zbadanie roli procesów dynamicznych zachodzących w górnej chromosferze i TR.
W przypadku badań nad rolą chromosfery w transmisji energii do korony dane z IRIS pokażą jaka forma energii innej niż radiacja jest przenoszona przez tą warstwę. Obok uściślenia ilości energii przenoszonej przez fale, obrazowanie w połączeniu z modelowaniem uściśli modele opisujące sposób trwożenia splotów i pętli przez pole magnetyczne. Prowadzenie obserwacji przez wiele godzin oraz diagnostyka spektrometryczna w szerokim zakresie temperatur w obszarze od chromosfery do korony będą kluczowe w śledzeniu ewolucji chromosfery. IRIS dostarczy też informacji na temat sposobu i miejsca pierwotnego uwalniania energii nietermicznej. Energia nieradiacyjna deponowana w koronie jest następnie tracona poprzez radiację oraz transfer do niższych warstw atmosfery słonecznej. Transport do warstw niższych może zachodzić na skutek przewodzenia ciepła. W takim wypadku należy spodziewać się spokojnej ewolucji w czasie (chociaż gradient przestrzenny może być ostry) prowadząc do odparowywania nagrzewanej materii górnej chromosfery. Alternatywnie energia może być przenoszona do dolnych warstw atmosfery przez energetyczne cząstki mogące penetrować do górnej chromosfery. Niektóre aktualne badania wskazują, że nagrzewanie materii do temperatur występujących w koronie następuje już w obrębie chromosfery. Może to prowadzić do eksplozywnego odparowywania materii lub do wytworzenia gradientu temperaturowego okresowo przyjmującego wartości maksymalne w chromosferze. Pomiary spektrometryczne z dużą rozdzielczością czasową i przestrzenną pokrywające duży zakres temperatur pozwolą na zweryfikowanie tych scenariuszy dostarczając informacji na temat procesów nagrzewania atmosfery Słońca, pomimo że będą skupione na chromosferze i TR. Obserwacje te poprawią też zdolności do szacowania energii fal dostępnej do nagrzewania i przyspieszania plazmy w regionach z otwartymi liniami sił pola magnetycznego u podstawy wiatru słonecznego. Pomiary fal podłużnych i poprzecznych oraz ich możliwych związków z wiatrem słonecznym nałożą również ograniczenia na modele opasujące powstawanie turbulencji w helisoferze.
W przypadku badań procesów podnoszenia się pola magnetycznego w atmosferze Słońca IRIS dostarczy danych spektrometrycznych począwszy od fotosfery, poprzez chromosferę do części korony o niskich temperaturach. W obszarze tym pole magnetyczne wychodzące z wnętrza Słońca, po przebiciu fotosfery oddziałuje i podlega rekonekcji z polem istniejącym ponad fotosferą. Spektrometryczne mapy rastrowe dostarczą informacji na temat wzorców przepływów plazmy związanych z polem magnetycznym, w trzech wymiarach. IRIS pozwoli na wiarygodne zmierzenie przepływu ku górze (od dolnej chromosfery, następujący z szybkością kilku km/s), związanego z nim przepływ w dół w systemach łukowatych filamentów z wyższymi szybkościami oraz ekspansji pola magnetycznego do chromosfery i korony zachodząca z szybkościami Alfvena większymi od szybkości dźwięku (10 km/s). Rozdzielczość pomiarów szybkości wyniesie 0.5 km dla obserwacji w liniach spektralnych charakterystycznych chromosfery. Procesy te zachodzą w skalach czasowych porównywalnych z czasami Alfvena w części chromosfery o grubości około 5000 km. Rozdzielczość czasowa IRIS rzędu sekund oraz zdolność rastrowania spektrometrycznego z rozdzielczością czasową rzędu dziesiątek sekund umożliwią śledzenie tych procesów w regionie od fotosfery do chromosfery. Obserwacje te pozwolą również na zbadanie procesów rekonekcji zachodzących we wczesnych fazach rozwoju obszarów aktywnych oraz małych efemerycznych obszarów o podwyższonej aktywności. Pola wychodzące z fotosfery odgrywają zasadniczą rolę w wielu procesach związanych z rozbłyskami słonecznymi. Inicjacja rozbłysków oczywiście również stanowi naturalny cel dla satelity. Może on obserwować pole od momentu przebicia fotosfery do spenetrowania korony, ponieważ rekonekcja w chromosferze jest spodziewana w wypadkach gdy wyłaniające się pole wyzwala powstanie rozbłysku. Natomiast precypitacja cząstek rozdziera chromosferę. Oba efekty są znacznikami rekonekcji zachodzącej w koronie oraz źródłem energii powodującej odparowywanie chromosfery. Obserwacje wyłaniania się pola wykonane przez satelitę Hinode pokazały, że miejsce pierwszego uwolnienia energii w dużych rozbłyskach występuje w obszarze gdzie podnosi się silny prąd elektryczny. Zakres termiczny pracy IRIS i jego wysoka rozdzielczość umożliwią modelowanie sposobu ewolucji atmosfery podczas takich nagłych uwolnień energii i pomoże w nakładaniu ograniczeń na teorie opisujące dlaczego rozbłyski powstają w określonych obszarach. Zdolność przewidywania wystąpienia rozbłysków słonecznych znajduje się obecnie na poziomie umożliwiającym prognozowanie wystąpienia większości z nich. Zostało to zademonstrowane podczas misji TRACE. Satelita ten mógł obserwować tylko 1/10 zachodzących rozbłysków. Jednak skupienie obserwacji na obszarach w których przewidywano możliwość ich wystąpienia pozwoliło na zarejestrowanie około 60% rozbłysków lasy M i X w okresie 5 lat. Magnetogramy wektorowe z satelitów SDO i Hinode będą dostępne podczas misji, umożliwiając osiągnięcie równie wysokiej efektywności. Ponieważ IRIS jest zaprojektowany do obserwacji emisji z chromosfery, innymi naturalnymi celami badań są filamenty i wyniosłości w jej obrębie. Ich formowanie się, dynamika i erupcje będą studiowane w celu lepszego zrozumienia pogody kosmicznej. Odgrywają one istotną rolę w jej kształtowaniu, poprzez wpływ na rozbłyski i koronalne wyrzuty masy. IRIS może wykonywać mapy spektralne filamentów z wykorzystaniem całej długości szczeliny swojego spektrometru wytwarzając duże rastrowane mapy o rozdzielczości kątowej 1/3 sekundy kątowej co 5 minut. Alternatywnie może wykonywać mniejsze mapy w celu obserwacji fragmentów filamentów z wyższą rozdzielczością czasową. Poprzez połączenie spektroskopii i obrazowania może mierzyć zarówno przemieszczenia materii wzdłuż linii widzenia jak i przemieszczenia poprzeczne. Dostarczy to informacji na temat trójwymiarowej struktury filamentów pola magnetycznego. Potencjalnie może umożliwić rozróżnienie pomiędzy plazmą a gazem neutralnym w obrębie filamentów, gdzie β plazmy zbliża się do jedności wywołując różnorodne sposoby łączenia pola magnetycznego z przepływającą materią.
Wątek: IRIS (kompendium) (Przeczytany 11005 razy)