SVEUĈILIŠTE JOSIPA JURJA STROSSMAYERA U OSIJEKU

ODJEL ZA FIZIKU

DINKO ŠIMIĆ

LETJELICE ZA PROUĈAVANJE SUNCA I

HELIOSFERE

Diplomski rad

Osijek, 2011.

SVEUĈILIŠTE JOSIPA JURJA STROSSMAYERA U OSIJEKU

ODJEL ZA FIZIKU

DINKO ŠIMIĆ

LETJELICE ZA PROUĈAVANJE SUNCA I

HELIOSFERE

Diplomski rad

predloţen Odjelu za fiziku Sveučilišta J. J. Strossmayera u Osijeku radi stjecanja

zvanja profesora fizike i tehničke kulture s informatikom

Voditelj: prof.dr.sc. Vladis Vujnović

Osijek, 2011.

i

Ovaj diplomski rad je izraĎen u Osijeku pod vodstvom prof.dr.sc. Vladisa Vujnovića u sklopu

Sveučilišnog diplomskog studija fizike i tehničke kulture s informatikom na Odjelu za fiziku

Sveučilišta Josipa Jurja Strossmayera u Osijeku.

ii

Sadrţaj

Saţetak ...................................................................................................................................... iv

Abstract ...................................................................................................................................... v

1. Uvod ................................................................................................................................... 1

2. Letjelice kojima se izravno istraţuje fizika Sunca ................................................................ 2

2.1. OSO – Orbiting Solar Observatory ............................................................................ 2

2.2. SMM – Solar Maximum Mission .............................................................................. 4

2.3. ULYSSES................................................................................................................. 7

2.4. YOHKOH (SOLAR–A) .......................................................................................... 11

2.5. SOHO ..................................................................................................................... 14

2.6. TRACE ................................................................................................................... 19

2.7. RHESSI .................................................................................................................. 20

2.8. HINODE (SOLAR - B) ........................................................................................... 23

2.9. STEREO ................................................................................................................. 27

2.10. SDO........................................................................................................................ 32

3. Letjelice kojima se ispituje Sunčev vjetar i meĎudjelovanje sa Zemljom ........................... 38

3.1. IMP-8 ..................................................................................................................... 38

3.2. VOYAGER ............................................................................................................ 39

3.3. SAMPEX ................................................................................................................ 40

3.4. GEOTAIL............................................................................................................... 41

3.5. SPARTAN 201 ....................................................................................................... 41

3.6. WIND ..................................................................................................................... 42

3.7. POLAR ................................................................................................................... 42

iii

3.8. FAST ...................................................................................................................... 43

3.9. ACE........................................................................................................................ 44

3.10. EQUATOR-S ......................................................................................................... 44

3.11. SNOE ..................................................................................................................... 45

3.12. IMAGE ................................................................................................................... 46

3.13. CLUSTER-II .......................................................................................................... 47

3.14. ST5 ......................................................................................................................... 49

4. Pitanja i zadatci ................................................................................................................. 50

5. Zaključak .......................................................................................................................... 55

Literatura .................................................................................................................................. 56

Ţivotopis .................................................................................................................................. 58

iv

Sveučilište J. J. Strossmayera Diplomski rad

Odjek za fiziku

Letjelice za prouĉavanje Sunca i heliosfere

Dinko Šimić

Sažetak:

Svrha diplomskog rada je opisati i objasniti svrhu te princip rada letjelica za proučavanje Sunca i

heliosfere. U samom početku rada upoznajemo se s letjelicama kojima se Sunce izravno

proučava, fizikalnom strukturom instrumenata i fizičkim procesima na koji su najviše usmjerene.

U drugom dijelu opisane su letjelice koje ispituju Sunčev vjetar i interakciju sa Zemljom. U

trećem dijelu nalaze se pitanja i zadatci vezani za prethodne dvije cjeline.

Rad je pohranjen u knjižnici Odjela za Fiziku

Kljuĉne rijeĉi: Sunce / heliosfera / prominencije / Sunčeve pjege / fotosfera / kromosfera /

korona

Mentor: prof.dr.sc. Vladis Vujnović

Ocijenjivaĉi: izv. prof. dr. sc. Vanja Radolić, doc. dr. sc. Zvonko Glumac

Rad prihvaćen: 16. 6. 2011.

v

J. J. Strossmayer University in Osijek Bachelor of Science Thesis

Department of Physics

Sun and heliosphere exploring spacecrafts

Dinko Šimić

Abstract:

The purpose of my graduation thesis is to describe and explain the purpose and the operating

principles of the Sun and the heliosphere exploring spacecrafts. In the beginning of the thesis we

get to know the spacecrafts that explore the Sun directly, the physical structure of the

instruments and the physical processes mostly focused on. The second part describes the

spacecrafts that examine the solar wind and the interaction with the Earth. The third section

contains questions and tasks related to the previous two sections.

Thesis deposited in Department of Physics library

Keywords: Sun / heliosphere / prominence / Sunspots / photosphere / chromosphere / corona

Supervisor: prof.dr.sc. Vladis Vujnović

Reviewers: izv. prof. dr. sc. Vanja Radolić, doc. dr. sc. Zvonko Glumac

Thesis accepted: 16. 6. 2011.

1

1. Uvod

Od pamtivijeka Sunce zaokuplja čovjekovu paţnju, štuje ga kao boţanstvo, primjećuje njegovu

vaţnost za Zemlju i sve nas koji na njoj ţivimo. O Suncu se jako dugo nije znalo gotovo ništa.

Sustavno znanstveno promatranje i proučavanje Sunca započinje otkrićem teleskopa početkom

17. st. (Galilei), tad su otkrivene Sunčeve pjege i na temelju njihova gibanja otkrivena i

proučavana rotacija Sunca. Veliki korak naprijed u proučavanju Sunca dogaĎa se u 19. st.

razvojem spektroskopije i prije stotinjak godina otkrićem Sunčeva magnetnog polja. Poseban

trenutak za promatranje Sunca bile su Sunčeve pomrčine, samo u tim vrlo rijetkim i kratkim

prilikama mogle su se promatrati Sunčeva viša atmosfera i korona. Rješenje tom problemu nalazi

1930. B. Lyot izradom prvog koronagrafa, ali raspršenje svjetlosti u atmosferi i dalje ometa

promatranje. Početkom svemirskog doba 1960-ih probijena je vrlo značajna barijera u

proučavanju Sunca, napokon se moglo promatrati u kompletnom spektru elektromagnetskog

zračenja s pomoću letjelica u orbiti. U posljednjih dva tri desetljeća potreba za razumijevanjem

Sunca i procesa koji se tamo odvijaju postaje sve izraţenija. Sunce predstavlja veliku

potencijalnu opasnost za normalno funkcioniranje čovjekovih tehnoloških dostignuća na Zemlji,

a pogotovo u Svemiru. Zračenjem i električkim nabijanjem letjelice mogu se oštetiti vaţne

elektroničke komponente. Sunčevo zračenje predstavlja veliku opasnost za astronaute u

svemirskim letjelicama i svemirskim šetnjama. Djelovanje Sunca izaziva promjene u Zemljinoj

ionosferi i magnetosferi, a one izazivaju poremećaje u radu navigacijskih i komunikacijskih

sustava. Zbog nastalih struja u ionosferi stvaraju se električna polja na površini Zemlje koja

ometaju rad energetskih mreţa, naftovoda i sl. Zbog sveg navedenog potreba pravovremenog

predviĎanja Svemirskog vremena postaje sve veća. U svemir se šalju letjelice za proučavanja

Sunca i proučavanje njegova utjecaja na Zemlju. Ovaj rad se bavi upravo tim letjelicama kojima

je u posljednjih nekoliko desetljeća naše znanje o Suncu u monogočemu unaprijedilo i

omogućilo nam sve bolju Svemirsku prognozu. U prvom dijelu naglasak je na letjelicama kojima

se Sunce izravno proučava, dok su u drugom dijelu navedene i opisane letjelice za proučavanje

interakcije u sustavu Sunce-Zemlja. Treći dio rada je metodički i u njemu se nalaze pitanja i

zadatci vezani uz letjelice i fiziku Sunca kojima se bavim u prva dva dijela.

2

2. Letjelice kojima se izravno istražuje fizika Sunca

2.1. OSO – Orbiting Solar Observatory

Slika 1. Fotografija letjelice iz serije OSO;

(preuzeto s: http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/sats_n_data/missions/oso5.html)

OSO je ime NASA-inog programa kojeg je činilo osam letjelica OSO 1 do OSO 8 lansiranih u

razdoblju od 1962. do 1975. godine. Primarni zadatak letjelica bilo je proučavanje Sunca tijekom

jedanaestogodišnjeg ciklusa Sunčeve aktivnosti, ali su učinjeni i drugi eksperimenti koji nisu u

izravnoj vezi sa Suncem. Ovim letjelicama Sunce je po prvi put proučavano u području

ultraljubičastog i rendgenskog zračenja iznad Zemljine atmosfere, koja filtrira zračenje sa Sunca.

Osnovni dvodijelni, dizajn bio je gotovo isti za cijelu seriju letjelica. Rotirajući dio oblika kotača

osiguravao je stabilnost letjelice dok je drugi dio oblika jedra elektromotorom pokretan nasuprot

rotaciji „kotača“ kako bi bio stabiliziran i usmjeren prema Suncu. Na „jedru“ su smještani

instrumenti za proučavanje usmjereni izravno prema Sunca i fotonaponske ploče za opskrbu

letjelice električnom energijom, a na „kotaču“ instrumenti koji ne moraju biti orijentirani

direktno prema Sunčevu disku.

Tijekom petnaest godina kontinuiranog promatranja Sunca programom OSO unaprijeĎeno je

razumijevanje Sunčeve atmosfere i jedanaestogodišnjeg ciklusa Sunčeve aktivnosti. MeĎu

mnogim vaţnim postignućima su monokromatske slike Sunca, snimke Sunčeve korone u

području ekstremno ultraljubičaste i vidljive svjetlosti, detaljni spektri u rendgenskom i

ultraljubičastom području, prva fotografija potpunog diska i Sunčeve korone i prva snimka

bljeska na samome početku erupcije, snimljena u rendgenskom području. U koroni su otkriveni

novi oblici, istraţivano je njeno magnetsko polje i Sunčev vjetar.

3

Korona

Korona je vanjski dio Sunčeve atmosfere sastavljena uglavnom od plazme vrlo male gustoće

koja doseţe temperature i do 2·107 što je vrlo neobično jer je površina Sunca na temperaturi oko

6000 K. Oblik korone se neprestano mijenja pod utjecajem promjenjivog magnetnog polja i

drugih procesa koji se odvijaju na površini Sunca. Za vrijeme potpune pomrčine korona se moţe

uočiti i do udaljenosti od desetak Sunčevih polumjera od površine Sunca. Sjaj korone je oko

milijun puta slabiji od sjaja fotosfere pa ju najlakše zapaţamo za vrijeme pomrčine Sunca ili

posebnim teleskopom, koronagrafom. Znanstvenike je zbunjivala jako visoka temperatura

korone, pa su u 19. stoljeću predlagali postojanje na Zemlji nepoznatog elementa „koronij“, jer

se spektralne linije korone nisu poklapale niti s jednim do tad poznatim kemijskim elementom.

Kasnije je otkriveno da koronino zračenje, koje je milijun puta slabije od fotosferskog, potječe iz

triju izvora. To su emisijska korona ili E-korona, a zrači zbog visoke temperature na kojoj se

nalazi. Atomi na visokim temperaturama su monogostruko ionizirani i uočena je zelena

spektralna linija koja potječe od Fe13+

koja je najjača. Uočene su još i ţuta linija Ca14+

, crvena

linija Fe9+

i još stotinjak spektralnih linija opaţenih u vidljivom dijelu elektromagnetskog

spektra. Osim u vidljivom dijelu spektra korona zrači u rendgenskom i ultraljubičastom spektru,

a to zračenje zapaţamo iz letjelica izvan Zemljine atmosfere. Drugi izvor zračenja je svjetlost

kontinuiranog spektra, K-korona, bez apsorpcijskih linija, nastala raspršenjem fotosferske

svjetlosti na brzim slobodnim elektronima. Treća komponenta zračenja korone nastaje

odbijanjem svjetlosti fotosfere od čestice meĎuplanetnog praha koji se nalazi u koroni, a

pokazuje spektralne linije jednake fotosferinim, što odgovara kontinuiranom spektru s

Fraunhoferovim spektralnim linijama, tu komponentu nazivamo F-korona.

Koronagraf

Stalno praćenje korone obavljaju koronagrafi na svemirskim letjelicama. Tom vrstom teleskopa

opremljena je i letjelica OSO 7. Koronagraf je posebna vrsta teleskopa koji sluţi za opaţanje

korone izvan pomrčina, time što se slika fotosfere zakrije, a raspršenje svjetlosti reducira.

Koronagraf koristi sustav višestrukih unutarnjih i vanjskih zaslona koji blokiraju direktnu

svjetlost Sunčeve fotosfere propuštajući blijedu svjetlost korone. Optički zaslon, postavljen u

ţarištu teleskopa, sprječava da svjetlost fotosfere padne na okular ili detektor. Koronagrafom se

moţe opaţati korona i sa Zemljina tla no kako se Sunčeva svjetlost raspršuje u atmosferi,

kvaliteta slike korone slabija je nego tijekom potpune pomrčine. Stoga se uz pomoć koronagrafa

sa Zemljina tla istraţuju samo donji, svjetliji dijelovi korone.

4

Koronagraf je izumio Bernard Lyot 1930., francuski astronom (1897.-1952.). Osnovna fizikalna

ideja koronagrafa vrlo je jednostavna, ali je njegova izrada jako zahtjevna zbog vrlo velike

preciznosti kojom ureĎaj mora biti izraĎen. Na slici 2. prikazani su osnovni optički dijelovi

koronagrafa i put zraka svjetla.

Slika 2. Put svjetlosnih zraka kroz Lyotov koronagraf i korona snimljena koronagrafom

(Preuzeto s: http://umbra.nascom.nasa.gov/spartan/coronagraphs.html i obraĎeno)

Osnovni dio koronagrafa je refrakcijski teleskop čije leće moraju biti vrlo precizno napravljene

kako bi se izbjeglo raspršenje koronine svjetlosti na nepravilnostima i nečistoćama unutar stakla

leće, to bi moglo slabu svjetlost korone učiniti još slabije vidljivom. To se posebno odnosi na

leću objektiva O1. Mali metalni disk (zaslon D1) mora biti smješten u ţarišnoj ravnini na mjesto

gdje se njegov promjer poklapa s promjerom slike Sunčeva diska, baš kao Mjesec za vrijeme

potpune pomrčine Sunca. Preklapanje mora biti točno jer bi i najmanja količina svjetlosti

pristigla izravno sa Sunčeva diska zamutila ionako slabo vidljivu koronu. Leća F1 usmjerava

preostalu svjetlost prema leći drugog objektiva O2, ali se prije njega još dodatno „pročišćava“

pomoću Lyotovih zaslona A3. Prošavši kroz objektiv O2 svjetlost korone je usmjerena prema

okularu ili detektorskoj ploči.

2.2. SMM – Solar Maximum Mission

SMM lansirana je 14. veljače 1980.godine u kruţnu orbitu oko Zemlje s visinom 574 km i kutom

nagiba 28,5 stupnjeva u odnosu na ekvator, period orbite je pribliţno 95 minuta. Primarni

zadatak letjelice je proučavanje Sunca tijekom većeg dijela njegova ciklusa. Osmišljena za

koordinirano promatranje Sunčeve aktivnosti, naročito koroninih izbačaja u razdoblju

maksimuma aktivnosti, dinamiku Sunčevih bljeskova i magnetskih polja povezanih sa

5

fenomenom bljeskova. Letjelica je opremljena s osam instrumenata, posebno odabranih za

proučavanje Sunca u području kratkih valnih duljina elektromagnetskog spektra. Proučavane su

pojave u koroni povezane sa Sunčevim izbačajima, „najnasilnijim“ oblikom Sunčeve aktivnosti.

Kvar na letjelici prekinuo je izvršavanje misije u siječnju 1981. Letjelica je u travnju 1984.

popravljena u orbiti uz pomoć space shutllea Challanger. Nastavila je s radom sve do prosinca

1989., kad je misija prekinuta, a letjelica izbačena iz svoje orbite i obrušena prema Zemlji te je

izgorjela u Zemljinoj atmosferi.

Slika 3. Skica SMM letjelice s pripadajućim instrumentima i tablicom valnih duljinama te energetskim područjima

koje proučavaju (dimenzije letjelice: duljina 4 m, promjer 2.3 m, masa 2315 kg)

(http://events.eoportal.org/presentations/129/10244.html)

Prominencije

Prominencije su jedna od pojava usko povezanih sa Sunčevim magnetskim poljem. To su

magnetske petlje ispunjene gustim plinom koji lebdi iznad površine Sunca, a proteţu se i do

visine od nekoliko stotina tisuća kilometara. U lebdenju prominenciju podrţava tlak magnetskog

polja. Tijekom pomrčine, prominencije su vidljive u bijeloj svjetlosti, a izvan pomrčina

promatraju se s pomoću koronagrafa ili s pomoću filtara u svjetlosti spektralnih linija vodika,

helija i kalcija. Temperatura prominencija niţa je i nekoliko stotina puta od temperature okolne

korone i iznosi 10 000 - 15 000 K. Kako je prema zakonu idealnog plina tlak razmjeran

6

temperaturi i gustoći, plin prominencije je i nekoliko stotina puta gušći od korone. Zbog veće

gustoće i niţe temperature plin je manje ioniziran pa su prominencije sjajnije od okolne korone.

Prominencije mogu lebdjeti u atmosferi i do nekoliko mjeseci i mogu nositi do sto milijardi tona

materijala. Takve prominencije nastaju u mirnim područjima, oblika su mosta duljine do 200 000

km, visine do 40 000 km i širine oko 5000 km. Nazivamo ih mirne prominencije, a uzdiţu se iz

područja izmeĎu supergranila. Moţemo ih pronaći na svim heliografskim širinama, a mogu se i

premještati te mijenjati smjer pruţanja zbog diferencijalne rotacije Sunca. Aktivne prominencije

označuju promjenjivi stadij mirnih prominencija. Promjene se dogaĎaju od desetak minuta do

nekoliko sati. Prominencije Sunčevih pjega vezane su za grupe pjega. Oblici im vjerno slijede

silnice jakih magnetskih polja, pa ih stoga, kada su pri rubu Sunca, vidimo poput petlje.

Eruptivne prominencije pojavljuju se preteţno u zoni pjega, a šire se i preko milijun kilometara

uvis. Po sredini se razdvajaju, raspucaju. Lučne eruptivne prominencije brzo povećaju veličinu

luka pa im se nakon pucanja luka tvar niz izdanke vraća u kromosferu. (Vujnović, 2010.)

Prominencije koje se prekinu mogu postati izvor koroninih izbačaja mase.

Spektrometar i polarimetar ultraljubiĉaste svjetlosti (UVSP - The Ultraviolet Spectrometer

and Polarimeter)

Instrument je namijenjen za proučavanje UV zračenja koje dolazi iz Sunčeve atmosfere, a

posebno iz njenih aktivnih područja, bljeskova, prominencija i korone. UVSP se sastoji od

aplanatnog Gregoryjevog reflektora s rezolucijom od dvije lučne sekunde, Ebert-Festine

spektrometra i pet detektora fotomultiplikatora. UVSP je dizajniran za mjerenje plazme na

relativno niskim temperaturama ( 5000 – 200 000 K ) kakvu nalazimo u Sunčevim bljeskovima,

aktivnim područjima i mirnom Suncu. Instrument je osjetljiv na valnim duljinama 1170 – 3500

Å. Prostorna rezolucija u nekim mjerenjima je oko jedne lučne sekunde, dok kut snimanja

rasterskim skeniranjem moţe obuhvatiti kvadrat do veličine 256 lučnih sekundi. Preciznim

usmjeravanjem „pogleda“ letjelice i kombinacijom tih snimki dobivene su i veće slike.

Dopplergrame je takoĎer bilo moguće napraviti, uporabom dvaju detektora svakog na jednoj

strani spektralne linije. Vremenska rezolucija je bila do 64 ms. Instrument je tijekom svog

trajanja korišten na mnogo različitih načina tako da postoji velika i raznolika baza podataka.

UVSPom je proučavana i koncentracija ozona u stratosferi Zemlje.

7

2.3. ULYSSES

NASA i Europska svemirska agencija (ESA) udruţenim snagama su 6. listopada 1990. lansirale

Ulysses, letjelicu za proučavanje heliosfere iz jedinstvene Sunčeve polarne orbite. Deset

instrumenata na letjelici mjerilo je Sunčevo ultraljubičasto i rendgensko zračenje te gama čestice.

Ulysses je prva misija za proučavanje svemirskog prostora oko Sunčevih polova. Za letjelicu je

upotrebljen poseban manevar potpomognut Jupiterovom gravitacijom, tzv. gravitacijska praćka,

kako bi se izbacila iz ravnine ekliptike i postavila u polarnu orbitu oko Sunca. Nakon što je

letjelica 1990. postavljena u nisku Zemljinu orbitu, (pomoću motora na kruto gorivo) upućena je

prema Jupiteru. Ondje je uz pomoć Jupiterove snaţne gravitacije, letjelica 8. veljače 1992.

izbačena iz ekliptičke putanje i postavljena u konačnu orbitu koja ju vodi „iznad“ Sunčevih

polova.

Tijekom osamnaestogodišnje misije, Ulysses je opisao gotovo tri pune orbite oko Sunca.

Letjelica je omogućila proučavanje galaktičkog kozmičkog zračenja, visoko energetskih čestica

nastalih u Sunčevim olujama, Sunčeva vjetra, snimanje (mapiranje) sastavnih dijelova heliosfere

u prostoru, a zahvaljujući dugovječnosti misije omogućeno proučavanje Sunca u periodu duţem

nego ikad prije.

Šestogodišnja orbita oko Sunca omogućila je znanstvenicima promatranje naše zvijezde iz

jedinstvenih kutova kako tijekom mirnog tako i tijekom turbulentnog razdoblja, odnosno

Sunčevog minimuma i maksimuma. Letjelica je takoĎer napravila prva direktna mjerenja

meĎuzvjezdanih čestica prašine i meĎuzvjezdanih atoma helija u Sunčevu sustavu te otkrila kako

je magnetno polje Sunca rasporeĎeno po geografskim širinama.

Slika 4. a) poloţaj letjelice Ulysses 1.10.1997.

8

Slika 4. b) poloţaj letjelice Ulysses 1.7.2003.

Letjelica je bila opremljena sljedećim instrumentima:

HISCALE (The Ulysses Heliosphere Instrument for Spectra, Composition & Anisotropy at Low

Energies) je ureĎaj za mjerenje meĎuplanetarnih iona i elektrona te utjecaj Sunčeva zračenja na

njih.

SWICS (The Ulysses Solar Wind Ion Composition Experiment) je dizajniran kako bi odredio

sastav ionskih naboja, temperature i srednje brzine solarnog vjetra.

Slika 5. Brzina Sunčeva vjetra oko minimuma (slika lijevo) i oko Sunčeva maksimuma (slika desno)

9

URAP (the Ulysses Unified Radio & Plasma Wave Investigation) Zadatak ovog instrumenta je

dvostruk: 1) odreĎivanje smjera, kutne veličine i polarizacije radio izvora radi proučavanja

heliosfere i Jupiterove magnetosfere, 2) detaljna studija lokalnih valnih pojava koji odreĎuju

koeficijent prijenosa plazme.

SWOOPS ( The Ulysses Solar Wind Plasma Investigation) proučava količinu toka i stanje

meĎuplanetarne plazme u tri dimenzije na putu izmeĎu Sunca i Jupitera.

COSPIN (The Ulysses cosmic ray and solar particle investigation) Ovim eksperimentom raĎena

su mjerenja energetskih nukleona i elektrona u različitim energetskim područjima sve do 0,5

MeV. Eksperiment je izveden s pet senzora, svaki sa specifičnim ciljem da bi se dobila cjelovita

slika o prostoru ispunjenim energetski nabijenim česticama.

GRB (The Ulysses Gamma Ray Burst Experiment) ima tri zadatka. Prvi je proučavanje i

praćenje emisije rendgenskog zračenja Sunčevih bljeskova. Drugi je otkrivanje i lokalizacija

izboja kozmičkog gama zračenja, a treći detekcija Jupiterova auroralnog rendgenskog zračenja.

Instrument se sastoji od detektora tvrdog rendgenskog i detektora mekog rendgenskog zračenja.

Prilikom dizajna moralo se voditi računa o nekoliko ograničenja kao što su očuvanje

mikroprocesora prilikom prolaska kroz Jupiterove radijacijske pojase i u uvjetima koje stvara

sustav za opskrbu letjelice energijom, RTG (Radioisotope Thermoelectric Generator). Kako bi se

umanjila interferencija s RTG-om senzori su smješteni na šipke magnetometra zbog čega moraju

biti amagnetični. Detektor tvrdog rendgenskog zračenja dizajniran za rad u energetskom rasponu

od 15-150 keV, a sastoji se od dvaju kristala talijem dopiranog cezijeva jodida CsI(TI) debljine 3

mm, promjera 51 mm smještenih na plastični svjetlovod dvaju fotomultiplikacijskih cijevi.

Detektori mekog rendgenskog zračenja prate Sunčevo rendgensko zračenje u rasponu od oko 5-

20 keV. Načinjeni su od dvaju silicijevih (Si) detektorskih barijera ploštine 0,5 cm

2 , debljine 0,5

mm i Berilijeve folije koja odbija niskoenergetsko rendgensko zračenje i definira stoţasto vidno

polje s kutom 150°.

DUST (The Ulysses Cosmic Dust Experiment) je ureĎaj za detekciju čestica meĎuplanetarne

prašine.

EPAC (The Ulysses Energetic Particle Investigation) je osmišljen kako bi dao podatke o

strujanju, anizotropiji i kemijskom sastavu energetskih čestica u meĎuplanetarnom prostoru.

GAS (The Ulysses Interstellar Neutral Gas Experiment) Ovim je ureĎajem po prvi put

omogućena direktna detekcija neutralnih čestica helija iz meĎuzvjezdanog prostora, odreĎivanje

10

njihove brzine, smjera, temperature i gustoće. Te čestice su neutralne i zahvaljujući tomu mogu

prodrijeti u unutrašnju heliosferu.

VHM/FGM (The Ulysses Magnetic Field Investigation Vector Helium Magnetometer/ Flux

Gate Magnetometer) je ureĎaji za proučavanje magnetnog polja heliosfere.

Slika 6. Instrumenti na letjelici Ulysses

Sunĉevi bljeskovi

Bljesak je vrlo sloţena pojava koja se zbiva cijelom dubinom Sunčeve atmosfere. Nastaje kao

rezultat nagloga oslobaĎanja magnetske energije i njenog pretvaranja u kinetičku energiju,

toplinu i svjetlost. (Vujnović, 2010.) Bljeskovi su najveće eksplozije u Sunčevom sustavu koje u

vrlo kratkom vremenu mogu osloboditi i do 1025

J energije. Bljesak nastaje prespajanjem

magnetskih silnica čime se oslobaĎa magnetska energija i troši na ubrzavanje plazme zarobljene

u magnetskim petljama. Plazma se od mjesta prespajanja ubrzava i prema površini Sunca i uvis

te na taj način nastaje zračenje u radiovalnom području i tvrdo rendgensko zračenje. Bljesak u

roku od nekoliko minuta dosegne najveći sjaj, usporedo s porastom svjetleće površine. Uz

pojavu optičkog i rendgenskog zračenja ponekad se javlja i gama-zračenje. Sjaj bljeska se

smanjuje po nekoliko sati, ovisno o njegovoj jakosti. U području bljeska istodobno izbija i

prominencija, a ovisno o jakosti izbačaja tvar se znade osloboditi privlačne sile Sunca i prijeći u

meĎuplanetni prostor. Tada se prominencija naziva „sprej“. (Vujnović, 2010.) Izbačena se tvar, u

11

kromosferi i niţim slojevima korone, formira se u oblak ioniziranog plina u kojem se brzine

čestica kreću od nekoliko stotina km/s do 2800 km/s, dok se pojedine čestice ubrzavaju gotovo

do brzine svjetlosti i stiţu do Zemlje istovremeno kad i svjetlost bljeska. Izbačena tvar opaţena

je u meĎuplanetnom prostoru sve do udaljenosti do kojih su došle letjelice Voyager. Ubrzani

snopovi čestica nazivaju se Sunčeve kozmičke zrake. Bljeskovi u kojima nastaju vrlo energične

struje protona nazivaju se protonski bljeskovi. MeĎu česticama moţe doći do nuklearnih

reakcija, tako da su neki snaţni bljeskovi sjedišta nuklearnih reakcija iznad Sunčeve površine.

Ove pojave se pozorno prate i iz svemira i sa Zemljina tla. Praćenje se provodi i na Opservatoriju

Hvar. Bljeskovi su klasificirani prema maksimumu jakosti toka rendgenskog zračenja. Klase su:

X klasa (>10-4

W/m2), M klasa ( 10

-5 – 10

-4 W/m

2), C klasa (10

-6 – 10

-5 W/m

2), B klasa (10

-7 –

10-6

W/m2), A klasa (<10

-7 W/m

2). Bljeskovi X klase mogu izazvati dugotrajne radijacijske oluje

i ometanja radio komunikacije diljem Zemlje, bljeskovi M klase izazivaju manje oluje i kraća

radio smetnje, dok bljeskovi C, B, i a klase nemaju ozbiljniji utjecaj na Zemlju. Rendgensko i

EUV zračenje najsnaţnijih bljeskova usmjereno prema Zemlji moţe izazvati velike promjene u

Zemljinoj ionosferi, koja se zračenjem zagrijava i dodatno ionizira, zbog čega dolazi do njena

širenja. Širenje dovodi do povećanja trenja u ionosferi pa moţe doći i do propadanja orbita

satelita. Desetak minuta nakon zračenja Zemlju zapljusnu snopovi energetskih čestica koje su

vrlo opasne za satelite i astronaute.

2.4. YOHKOH (SOLAR–A)

Yohkoh je japanska misija za proučavanje Sunca, odnosno visoko energetskih pojava na Suncu,

osmišljena u suradnji sa znanstvenicima iz SAD-a i Ujedinjenog Kraljevstva. Dobila je ime po

japanskoj riječi za „Sunčev sjaj“. U svoju orbitu oko Zemlje je lansirana u kolovozu 1991.

Letjelica je u prosincu 2001. doţivjela kvar i to je bio kraj ove misije, kvar se dogodio za

vrijeme pomrčine Sunca, 14. Prosinca 2001. Letjelica je u tom trenutku naglo iscrpila baterije i

izgubila orijentaciju te se više nije mogla stabilizirati i usmjeriti prema Suncu. U orbiti je

letjelica ostala do kolovoza 2005. Tijekom svoje desetogodišnje misije priskrbila je vrlo vaţne

podatke o Sunčevoj koroni i bljeskovima, a ujedno je i prva letjelica koja je prikupljala podatke o

Suncu tijekom cijelog Sunčeva ciklusa.

Letjelica je bila opremljena dvama teleskopima za prikupljanje podataka u rendgenskom dijelu

elektromagnetskog spektra te s dva spektrometra.

12

Instrumenti:

Slika 7. Crteţ letjelice s instrumentima

http://ylstone.physics.montana.edu/ylegacy/documents/red_book/Overview.pdf

BCS- (Bragg Crystal Spectrometer) Glavni cilj ovog ureĎaja je proučavanje svojstava plazme na

temperaturi od 10 do 50 milijuna K koja nastaje u Sunčevim bljeskovima, poseban naglasak je

na proučavanju procesa zagrijavanja i gibanja plazme tijekom impulzivne faze. Sastoji se od

četiri spektrometra sa zakrivljenim kristalima germanija (sl. 8), s kutom gledanja koji pokriva

cijeli Sunčev disk. Svaki je namijenjen promatranju ograničenog dijela spektra rendgenskog

zračenja koje nastaje u vrućoj plazmi Sunčeva bljeska. Iz spektralnih linija dobiveni su podaci o

temperaturi, gustoći i gibanju plazme. Princip rada ovog ureĎaja temelji se na Braggovom

zakonu i ogibu rendgenskih zraka na kristalima.

Slika 8. Shema spektrometra sa zakrivljenim kristalom germanija (http://ylstone.physics.montana.edu/ylegacy/)

Instrument je deset puta osjetljiviji od sličnog ureĎaja na prethodnim letjelicama (SMM).

- Braggova jednadţba,

nλ - višekratnik valne duljine

d - razmak izmeĎu ravnina atoma (ploha) u kristalnoj

rešetki

- kut pod kojim se pojačava rendgenska zraka,

Braggov kut sjaja

13

WBS (The Wide Band Spectrometer) je sastavljen od triju ureĎaja za prikupljanje podataka u

kompletnom području valnih duljina rendgenskog i gama zračenja.

SXT (Soft X-Ray Telescope) snima rendgensko zračenje energetskog raspona od 0,25 do 4,0

keV. Slike u ovom energetskom području se dobivaju uz pomoć tankih metalnih filtara. Ovim

ureĎajem je moguće razlučiti pojedinosti do veličine od 2,5 lučnih sekundi. Podaci o temperaturi

i gustoći plazme, koja odašilje ovo zračenje, dobiveni su usporedbom i kombinacijom slika

dobivenih pomoću različitih filtara. Fotografije baklji mogle su biti snimljene svake dvije

sekunde dok su fotografije manje razlučivosti mogle biti biljeţene čak i brţe, svakih pola

sekunde. Baklje su svjetlija područja fotosfere i kromosfere obiljeţena pojačanim magnetskim

poljem i povišenom temperaturom. U koroni iznad baklji rendgenski je aktivno područje

povišene temperature i u rendgenskoj svjetlosti vrlo sjajno. One su znak Sunčeve aktivnosti.

Pojavljuju se kao prethodnice Sunčevim pjegama i mogu se odrţati još mjesecima nakon

iščezavanja pjega, ali javljaju se i neovisno o pjegama na svim heliografskim širinama pa i u

polarnom području. Grupa pjega često se pojavljuje usred neke baklje.

Slika 9. Fotomontaţa snimki zabiljeţenih pomoću SXT tijekom deset godina, predstavlja promjene Sunca tijekom

Sunčeva ciklusa sktivnosti (preuzeto s http://www.lmsal.com/SXT/ )

HXT (The Hard X-Ray Telescope) prikuplja rendgensko zračenje u četiri energetske skupine.

Prikupljene informacije kombiniranjem daju sliku izvora u svakoj od tih energetskih skupina.

14

2.5. SOHO

SOHO (the Solar & Heliospheric Observatory) plod je meĎunarodne suradnje, svemirskih

agencija ESA i NASA. Bavi se proučavanjem Sunca, od same Sunčeve jezgre sve do vanjskih

dijelova korone te Sunčevog vjetra. Zajedno s druge dvije ESA-ine misije, Cluster i Ulysses,

SOHO proučava interakcije izmeĎu Sunca i Zemlje iz različitih perspektiva. Spektakularni

rezultati znanstvenika zaduţenih za misiju SOHO zaokupili su podjednako maštu znanstvene

zajednice kao i općenito javnosti.

SOHO je dizajniran da bi nam dao odgovore na sljedeća tri fundamentalna znanstvena pitanja o

Suncu:

- Kakve su struktura i dinamika unutrašnjosti Sunca ?

- Zašto postoji Sunčeva korona i zašto je zagrijana na ekstremno visoku temperaturu?

- Gdje se stvara Sunčev vjetar i kako se ubrzava?

Zaključci o Sunčevoj unutrašnjosti plod su proučavanja helioseizmičkih valova koji se

manifestiraju kao mreškanje na Sunčevoj površini. Ova je tehnika nazvana helioseizmologija.

SOHO je pruţio dotad neviĎenu širinu i preciznost informacija o Suncu, od njegove

unutrašnjosti, kroz vruću i dinamičnu atmosferu do Sunčevog vjetra i njegove interakcije s

meĎuzvjezdanim česticama. Ta otkrića su zabiljeţena u impresivnoj, još uvijek rastućoj,

popularnoj i znanstvenoj literaturi.

Neki od ključnih postignuća misije SOHO su:

- Po prvi put otkrivena je slika Sunčeve konvekcijske zone (kipućeg vanjskog sloja

omotača) i strukture Sunčevih pjega ispod površine.

- Najdetaljnije mjerenje temperature unutrašnjosti Sunca, unutarnje rotacije i strujanja

plazme.

- Identificirana su područja na kojima nastaju Sunčevi vjetrovi i otkriveni mehanizmi

ubrzanja brzih Sunčevih vjetrova u magnetski otvorenim područjima Sunčevih polova.

- Otkriće novih dinamičkih fenomena na Suncu kao što su koronalni valovi i tzv. „Sunčeva

tornada“.

- Revolucionarizirana je naša sposobnost predviĎanja svemirske prognoze. Dajući

informacije do tri dana unaprijed, za poremećaje usmjerene prema Zemlji, ima glavnu

ulogu u sustavu ranog upozoravanja.

15

- Praćenje snage ukupnog Sunčeva zračenja (luminoziteta), solarne konstante, kao i

ekstremnih promjena u tokovima ultraljubičastog zračenja koji su vaţni za razumijevanje

Sunčevih pojava i njihova utjecaja na na Zemlju i njenu klimu.

- Osim po proučavanju Sunca, letjelica je ostavila vaţan trag u povijesti astronomije i zbog

otkrivanja velikog broja kometa (preko 2000 novootkrivenih kometa).

SOHO je lansirala NASA na raketi Atlas II-AS s Cape Canaverala zračne luke, dana 2. prosinca

1995. SOHO se giba oko Sunca u korak sa Zemljom, sporo kruţeći oko „prve Lagrangeove

točke“ (L1), gdje je kombinacijom Sunčeve i Zemljine gravitacije zadrţana na pravcu Zemlja-

Sunce. Točka L1 nalazi se pribliţno 1,5 milijuna kilometara od Zemlje u smjeru Sunca. U toj

točki ima neometan pogled na našu zvijezdu i sluţi kao Zemljina predstraţa.

SOHO je dizajniran za misiju u trajanju od dvije godine. Zbog izvanrednog uspjeha, trajanje

misije je 1997. godine produţeno do 2003. , da bi se 2002. godine trajanje misije produţilo za još

četiri godine, točnije do oţujka 2007., što je misiji SOHO omogućilo praćenje cijelog

jedanaestogodišnjeg Sunčeva ciklusa. Kontrola nad letjelicom je izgubljena u lipnju 1998., ali je

ponovo uspostavljena tri mjeseca poslije. Svih 12 instrumenata su bili uporabljivi, uglavnom bez

ikakvih znakova oštećenja. Na letjelici su otkazala sva tri ţiroskopa, ali je uz pomoć novog

softvera, instaliranog 1999., koji se više nije oslanjao na ţiroskope letjelici vraćena potpuna

uporabljivost. Taj dogaĎaj je letjelicu SOHO učinio prvom koja je bila stabilizirana u tri osi, a

funkcionirala je bez ţiroskopa, što dalo nove temelje i saznanja za dizajn budućih letjelica.

SOHO je letjelica stabilizirana po trima osima konstantno okrenuta prema Suncu. Dizajnirana je

po modularnom konceptu s dva glavna elementa: nosivi modul na kojem se nalazi 12

instrumenata te usluţni modul koji je omogućavao potisak, energiju i komunikacije. Dimenzije

letjelice su pribliţno 4,3×2,7×3,7 metara (odnosno 9,5 metara s raširenim fotonaponskim

pločama). Masa letjelice je 1850kg.

Slika 10. Računalni prikaz izgleda letjelice u orbiti (http://sohowww.nascom.nasa.gov/gallery/images.html)

16

Na letjelici se nalazi 12 instrumenata razvijenih u 12 meĎunarodnih konzorcija, uključujući 29

instituta u petnaest zemalja. U razvoju i obradi podataka letjelice je uključeno više od 1500

znanstvenika širom svijeta.

- CDS (Coronal Diagnostic Spectrometer) detektira emisijske linije iona i atoma iz

Sunčeve korone i prijelaznog područja, dajući informacije o Sunčevoj atmosferi, posebno

o plazmi na temperaturama od 10 000°C do 1 000 000°C.

- CELIAS (Charge, Element, and Isotope Analysis System) sluţi za kontinuirano

uzorkovanje Sunčevog vjetara i iona Sunčeva, meĎuplanetnog i meĎuzvjezdanog

podrijetla. Analizira gustoću i sastav čestica prisutnih u Sunčevu vjetru i upozorava na

nadolazeće Sunčeve oluje koje bi mogle oštetiti satelite u Zemljinoj orbiti.

- COSTEP (Comprehensive Suprathermal and Energetic Particle Analyzer) otkriva i

analizira visokoenergetske čestice Sunčeva, meĎuplanetnog i meĎuzvjezdanog podrijetla.

- ERNE (Energetic and Relativistic Nuclei and Electron experiment) mjeri

visokoenergetske čestice podrijetlom sa Sunca i Mliječne staze. Dodatak je instrumentu

COSTEP.

- GOLF (Global Oscillations at Low Frequencies) proučava unutarnju strukturu Sunca

mjereći brzinu oscilacija na Sunčevu disku.

- LASCO (Large Angle and Spectrometric Coronograph) sluţi za promatranje Sunčeve

atmosfere, od Sunčeve površine sve do udaljenosti od 21 000 000 km, što je otprilike

sedmina udaljenosti Zemlje od Sunca. Ovaj koronagraf je postao i glavni pronalazač

kometa u blizini Sunca.

- MDI (Michelson Doppler Imager/Solar Oscillations Investigation) snima vertikalne

pomake Sunčeve površine („plimne valove“) u milijun različitih točaka svake minute.

Mjeri i longitudinalnu komponentu Sunčeva magnetnog polja. Proučavanjem

longitudinalnih valova unutrašnjosti Sunca i kako oni utječu na fotosferu, znanstvenici

mogu donositi zaključke o sastavu i gibanjima u Sunčevoj unutrašnjosti.

- SUMER (Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation) ima zadaću dati detaljnu

spektroskopsku dijagnostiku plazme (tokove, temperaturu, gustoću i dinamiku) u

Sunčevoj atmosferi, od kromosfere do prijelaznog područja unutarnje korone u

temperaturnom rasponu od 10 000 °C do 2 000 000 °C i više.

- SWAN (Solar Wind Anisotropies) je jedini ureĎaj na letjelici koji ne „gleda“ direktno na

Sunce nego se njime promatra ostatak neba. Mjeri vodik koji struji Sunčevim sustavom iz

17

meĎuzvjezdanog prostora. Snimajući meĎudjelovanje vodikova plina sa Sunčevim

vjetrom ureĎaj pomaţe u donošenju zaključaka o rasprostiranju Sunčeva vjetara.

- UVCS (UltraViolet Coronograph Spectrometer) UVCS vrši mjerenja Sunčeve korone u

ultraljubičastom svjetlu (izmeĎu 1,3 i 12 Sunčevih radijusa od njegova centra) stvarajući

umjetnu Sunčevu pomrčinu blokira jarko svjetlo Sunčeva diska i omogućava promatranje

manje intenzivnu svjetlost korone. Instrument nam daje informacije o mikroskopskim i

makroskopskim pojavama u visoko ioniziranoj plazmi korone.

- VIRGO (Variability of Solar Irradiance and Gravity Oscillations) odreĎuje intenzitet

Sunčevih oscilacija i mjeri ukupno Sunčevo zračenje radi utvrĎivanja tih promjena

razdoblju od početka do kraja misije.

- EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope) Ovim teleskopom dobivene su slike

kompletnog Sunčeva diska u četiri odabrana intervala ekstremno ultraljubičastog (EUV)

područja elektromagnetskog spektra. Snima plazmu u niţoj koroni, prijelaznom području

i kromosferi na temperaturama izmeĎu 80 000 i 2 500 000°C. Na tim temperaturama

plazma zrači spektralne linije He II, Fe XV, Fe XII, Fe IX/X što odgovara valnim

duljinama zračenja više kromosfere, a one su redom 30,4, 28,4, 19,5 i 17,1 nm. Teleskop

ima sustav Ritchey-Chretien (inačica Cassegraineova teleskopa, s time da je i glavno

zrcalo hiperbolno) efektivne ţarišne daljine 165 cm. Glavno zrcalo promjera 12 cm

podijeljeno je na četiri kvadranta – svaki ploštine 13 cm2 , a površine su naparene

odraznim višeslojnim interferencijskim filtrom za jednu od odabranih valnih duljina. I

sekundarno je zrcalo razdijeljeno na četiri filtra. Na ulazu teleskopa nalazi se rotirajući

sektor koji dopušta primjenu samo jednog kvadranta te aluminijski filtar debljine 0,23

µm koji sluţi poput toplinskog štita. CCD senzor, čiji pikseli imaju vidno polje 2,6ʺ,

hladi se na -80 °C, a trajanje ekspozicije je 1,5 s. (Vujnović, 2010.).

Slika 11. Nastanak i razvoj koronina izbačaja (studeni 2000.), od grupe Sunčevih pjega snimljenih pomoću MDI,

bljeska snimljenog EIT-om na 19.5 nm, rastućeg oblaka plazme, 14 sati poslije (LASCO), još tri sata poslije veliki

oblak koronina izbačaja(LASCO). (http://sohowww.nascom.nasa.gov/gallery/images/nov00cme.html)

18

Slika 12. a) Shema i fotografija teleskopa EIT, b) Optički elementi na EIT-u (preuzeto s

http://umbra.nascom.nasa.gov/eit/ i obraĎeno)

Kromosfera

Kromosfera je nehomogeni sloj Sunčeve atmosfere prostrt iznad fotosfere, debljine 1500 – 2000

km. U kromosferi uočavamo spikule (bodlje) koje izgledaju poput vatrenih jezika, a su grupirane

uz rub oko supergranula. Spikule su zapravo malene prominencije, mali izbačaji plina koji se

19

gibaju brzinom od stotinu i više kilometara u sekundi, dosiţu visinu od 7 000 do 9 000 km iznad

fotosfere te nestanu za pet minuta. Da bismo uočili kromosferu potrebno je iz spektra izdvojiti

odreĎene valne duljine što se postiţe filtriranjem svjetlosti pomoću spektroheliografa ili

monokromatskim filtrima. Gustoća plina u kromosferi se s visinom naglo smanjuje od 1022

atoma/m3 do 10

9 atoma/m

3, a temperatura se spušta do 4000 K. Zbog toga što je temperatura niţa

od temperature niţih slojeva Sunca u kromosferi nastaju apsorpcijske linije (Faunhoferov

spektar). Fraunhoferov spektar nastaje i u cijeloj fotosferi, jer i njoj gustoća i temperatura

opadaju s visinom. Svjetlost iz kromosfere je, zbog male gustoće plina, puno slabija od

fotosferske svjetlosti pa se za njeno opaţanje koriste uskopojasni monokromatski filtri za

odreĎene valne duljine. Najbolje je vidljiva u svjetlosti Balmerove spektralne linije H . Na vrhu

kromosfere, 2000 km iznad fotosfere, temperatura naglo raste i u prijelaznom području prema

koroni doseţe 106 K. Promatramo li kromosferu u svjetlosti spektralnih linija ioniziranog kalcija,

tada kromosfera izgleda poput mreţe krupnih zrna. U kromosferi moţemo uočiti, i već

spomenute, kromosferske baklje. Kakva je graĎa Sunčeve atmosfere moţemo zaključiti ako

usporedimo snimke u bijeloj svjetlosti s monokromatskim slikama Sunca. U bijeloj svjetlosti

vidimo fotosferu, kromosfera je vidljiva u spektralnim linijama vodika ili kalcija, prijelazno

područje izmeĎu kromosfere i korone uočavamo u infracrvenim spektralnim linijama, dok dublje

koronino područje otkriva meko rendgensko zračenje. Sunčevo ekstremno ultraljubičasto

zračenje potječe iz atmosfere s vrlo visokom temperaturom otkriva nam oblike magnetskog

polja.

2.6. TRACE

Cilj satelita TRACE (Transition Region and Coronal Explorer) je istraţiti trodimenzionalne

magnetske tvorevine koje izranjaju iz Sunčeve fotosfere, a odreĎuju geometriju i dinamiku

gornje Sunčeve atmosfere, prijelaznog područja i korone. Geometrija magnetnog polja moţe se

vidjeti na slikama Sunčeve plazme, zabiljeţenim u valnim duljinama koje su emitirali ili

apsorbirali atomi i ioni u različitim temperaturnim rasponima. Prijelaz od fotosfere zagrijane na

6000 K, gdje su magnetsko polje i plazma podjednako utjecajni, do korone zagrijane na više

milijuna stupnjeva, gdje magnetska polja dominiraju, vrlo je teţak za modeliranje. Tu se odvijaju

mnogi fizikalni procesi zanimljivi za fiziku svemira kao što su „zamrzavanje“ i ponovno

uspostavaljnje toka plazme, širenja valova plazme i zagrijavanja plazme. Do pojave ove letjelice

20

fotografije snimljene u temperaturnom području potrebnom za razumijevanje ovih pojava nisu

bile ni pribliţno ovako dobre vremenske i prostorne rezolucije.

a) b)

Slika 13. a) mozaik fotografija u ultraljubičastom dijelu spektra emitiranog visokoelektriziranim atomima ţeljeza.,

b) tvorevine plazme s temperaturama od preko milijun K u aktivnim područjima Sunca, prate oblik magnetskih

silnica

Letjelica je lansirana na raketi Pegasus 1.travnja 1998. Lansiranje je planirano tako da se letjelica

moţe pridruţiti letjelici SOHO u zajedničkom promatranju Sunca tijekom faze u kojoj se

brojnost Sunčevih pjega povećava sve do Sunčeva maksimuma.

Letjelica je opremljena teleskopom otvora 30 cm pripremljenim za snimanje Sunca u UV i EUV

dijelu spektra pomoću CCD detektora rezolucije 1024x1024 piksela.

2.7. RHESSI

RHESSI (The Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager) svemirski je teleskop,

lansiran 5. veljače 2002., s primarnim zadatkom promatranja energetskih bljeskova na Suncu.

Letjelica je još aktivna i nalazi se u kruţnoj orbiti oko Zemlje, na visini 600 km s inklinacijom

prema ekvatoru 38 stupnjeva i rotacijom oko vlastite osi usmjerene prema središtu Sunca,

perioda 4 s. RHESSI je šesta letjelica NASA-inog SMEX (Small Explorer) programa i prva

NASA-ina letjelica koja je dobila ime po nekom znanstveniku. (Reuven Ramaty bio je pionir u

istraţivanju fizike Sunca na području visokoenergetskih dogaĎaja.) Bljeskovi su dinamični

dogaĎaji na Suncu u kojima se velikom brzinom oslobaĎaju ogromne količine energije. Ti

energetski dogaĎaji zagrijavaju okolne plinove do temperature od preko 107 K. Tako zagrijan

plin zrači rendgenske i gama zrake. Elektromagnetski valovi tako visoke energije ne mogu

21

prodrijeti kroz Zemljinu atmosferu, što je sreća za nas koji ţivimo na Zemlji, ali oteţava

proučavanje Sunčevih bljeskova.

Slika 14. Umjetnički prikaz letjelice RHESSI; preuzeto s (http://science.nasa.gov/missions/rhessi/)

Ciljevi letjelice vezani za proučavanje Sunca:

- OdreĎivanje učestalosti, područja i razvoja snaţnih oslobaĎanja energije u koroni.

- Proučavanje akceleracije elektrona, protona i teţih iona u bljeskovima.

- Proučavanje načina zagrijavanja plazme na desetke milijuna stupnjeva i utvrĎivanje

povezanosti procesa s akceleracijom čestica.

- Proučavanje širenja i razvoja energetskih čestica u bljeskovima.

- OdreĎivanje relativne brojnosti akceleriranih i okolnih iona u bljeskovima.

Baveći se proučavanjem Sunca znanstvenici pokušavaju razumjeti procese koji uzrokuju

iznenadno oslobaĎanje tako velikih količina energije. Radi proučavanja rendgenskog i gama

zračenja Sunčevih bljeskova nuţno je poslati teleskope u svemir jer se ono apsorbira u Zemljinoj

atmosferi. RHESSI u orbiti oko Zemlje pomaţe znanstvenicima u ostvarivanju tog cilja

pruţanjem slika visoke rezolucije i velikog spektralnog raspona u kojima su snimljeni Sunčevi

bljeskovi.

Istraţivači vjeruju da se velik dio energije osloboĎene tijekom bljeskova iskoristi za ubrzanje

čestica do vrlo visokih energija; elektrona koji zatim zrače u rendgenskom spektru (energije

pribliţno 3keV) te protona i ostalih iona koji su zatim izvor gama zračenja (pribliţno 15MeV).

Ovom problemu po prvi put se pristupa kombinacijom promatranja u području rendgenskog i

gama zračenja spektroskopijom visoke rezolucije, kako bi se dobili detalji energetskog spektra za

svaku pojedinu točku slike. Novi pristup omogućuje znanstvenicima odrediti gdje se te čestice

22

ubrzavaju do tako visokih energija. Podacima s letjelice neprestano se unaprjeĎuje razumijevanje

visokoenergetskih procesa u Sunčevim bljeskovima.

Zahvaljujući letjelici RHESSI promijenjen je način kako znanstvenici gledaju na Sunčeve

bljeskove, posebno se to odnosi na visokoenergetske procese u bljeskovima. RHESSI je prvi

satelit kojim je snimljeno gama zračenje Sunčevih bljeskova. No ne sluţi isključivo za

promatranje Sunca i njegovih pojava. Ostati će poznat i po tome što je prvi precizno mjerio gama

zračenje sa Zemlje koje potječe iz grmljavinskih oluja i utvrdio da je takvo zračenje mnogo

učestalije nego se do tad pretpostavljalo i da je prosječna frekvencija tog zračenja veća od

prosječne frekvencije kozmičkog gama zračenja.

Zadatak letjelice je snimiti oštre slike Sunčevih bljeskova u rendgenskom i gama dijelu spektra

na energijama od 3 keV do 15 MeV. Za veći dio ovog spektra elektromagnetskog zračenja nema

poznatog materijala kojim bi se to zračenje uspješno odbijalo ili lomilo, kao što se to čini s

vidljivom svjetlosti u zrcalima i lećama. Ovaj problem je riješen selektivnim blokiranjem fotona

rendgenskog zračenja tako da ono ovisi o smjeru iz kojeg fotoni dolaze. Ovaj ureĎaj nazvan je

„modulacijski kolimator“, a načinjen je od dvaju široko razmaknutih rešetki postavljenih ispred

detektora rendgenskog zračenja. Rešetke načinjene od molibdena koji uspješno blokira

rendgenske zrake, sastoje se od velikog broja paralelnih letvica i proreza. Iza para rešetki nalazi

se detektor od kristala germanija visoke čistoće, koji biljeţi točno vrijeme i energiju fotona koji

su prošli kroz obje rešetke. To su poluvodički detektori u kojima se oslobaĎaju elektroni i

šupljine. Budući da otkrivaju energiju fotona, koriste se u spektroskopiji. Ovom metodom

dobivaju se informacije o izvoru rendgenskog zračenja njegovu smjeru, veličini, obliku, snazi,

odnosno dovoljno informacija potrebnih za stvaranje oštre slike Sunčevih bljeskova.

Slika 15. a) ilustracija principa blokiranja zračenja dvostrukom rešetkom, b) rešetka od molibdena, c) raspored svih

9 modulacijskih kolimatora na letjelici (http://sprg.ssl.berkeley.edu/~tohban/nuggets/?page=article&article_id=8)

23

Slika 16. Usporedba rezolucije snimanja kod letjelica SOHO, TRACE i RHESSI

2.8. HINODE (SOLAR - B)

Hinode (na japanskom jeziku „Izlazak Sunca“) je promatrački satelit lansiran 22. rujna 2006.

godine, opremljen s tri napredna teleskopa (SOT, XRT, EIS) osmišljena za promatranje Sunca

od fotosfere do više korone u više valnih duljina. SOT (Solar Optical Telescope) je optički

teleskop, razlučivosti od 0,2 lučne sekunde, što je do tad bilo nedostiţno, sluţi za promatranje

Sunčeva magnetnog polja. XRT (X-ray telescope) je teleskop rendgenskog zračenja za snimanje

korone na različitim temperaturama, ima tri puta veću rezoluciju od teleskopa na letjelici

Yohkoh (SOLAR-A). EIS (EUV imaging spectometer) teleskop za ekstremno ultraljubičasto

zračenje, osjetljivosti deset puta veće nego ESA-in instrument na letjelici SOHO, osmišljen za

mjerenje tokova vrućih plinova do brzine od 1 km/s. Letjelicom se na Zemlju dnevno isporuči

pribliţno 20 GB podataka.

Ova garnitura teleskopa osmišljena je kako bi znanstvenicima olakšala odgovaranje na ključna

pitanjima fizike Sunca kao što su: „Zašto uţarena korona postoji iznad hladnije Sunčeve

atmosfere, odnosno koji su procesi odgovorni za prijenos energije od fotosfere do korone i kako

djeluju na strukturu kromosfere i korone? Koji su mehanizmi odgovorni za eksplozivne dogaĎaje

kao što su bljeskovi i koronini izbačaji mase, i razumijevanje tih fenomena u kontekstu

svemirske prognoze za sustav Sunce-Zemlja? Kojim procesima nastaje Sunčevo magnetno polje

i kako se ono prenosi, te kako magnetske promjene djeluju na luminozitet Sunca?“

Hinodeom su otkrivene sloţene tvorevine, gibanje i uvijanje u Sunčevoj kromosferi, za koju se

prije mislilo da je puno jednostavnija i mirnija. Promatranja prominencija pokazala su nam da su

i te pojave puno sloţenije i dinamičnije. Fotografije visoke rezolucije otkrile su velike rastuće

24

perjanice iz baze prominencije, odnosno tokove plazme koja se uzdiţe i pada te sloţene vrtloge

plazme.

Misija je planirana kao nasljednik misije Yohkoh (SOLAR-A), a ostvarena meĎunarodnom

suradnjom pod vodstvom japanske svemirske agencije (JAXA). Planirano je da misija traje tri

godine, ali je zbog uspješnosti ispunjavanja zadataka produţena za još dvije tako da je letjelica

još uvijek aktivna. Letjelica se nalazi u polarnoj Zemljinoj orbiti na visini od 600 km,

sinkronizirnoj sa Zemljinom revolucijom oko Sunca i periodom od 98 minuta, tj. prati granicu

dana i noći na Zemlji što omogućuje izravan pogled na Sunce barem 9 mjeseci u godini, dok se

preostala tri mjeseca nalazi u sjeni.

a) b)

Slika 17. a) prikaz letjelice u orbiti i njena pogleda na Sunce, b) izgled letjelice i poloţaj instrumenata

SOT je difrakcijski ograničen Gregoryjev teleskop s otvorom promjera 0,5 m i udaljenosti

izmeĎu glavnog i sekundarnog zrcala 1,5 m. Vidno polje je pribliţno 360 x 200 kvadratnih

lučnih sekundi, a snima u rasponu valnih duljina od 380 nm do 670 nm. Prvi je veliki optički

teleskop u svemiru namijenjen mjerenju jakosti i smjera magnetskog polja u fotosferi Sunca. Na

teleskopu se nalaze četiri podsustava instrumenata BFI (Broad-band Filter Imager; snimač s

širokopojasnim filtrom), NFI (Narrow-band Filter Imager ; snimač s uskopojasnim filtrom), SP

(Spectro-polarimeter; spektralni polarimetar), CT (Correlation Tracker; korelacijski pratilac).

SOT omogućuje precizno mjerenje Sunčeva magnetskog polja u rasponu udaljenosti od 150 do

200 km na Sunčevoj površini što odgovara vidnom polju letjelice te je dovoljno veliko područje

za promatranje malih aktivnih područja. Proučavanje magnetskog polja temelji se na Zeemanovu

učinku odnosno spektroskopskom mjerenju jakosti magnetskog polja. Zeemanov učinak je

promjena unutrašnje energije atoma koji se nalazi u magnetskom polju. Posljedica toga je

cijepanje energijskih razina i spektralnih linija koje nastaju izmeĎu razina, a cijepanje spektralne

25

linije izvora razmjerno je jakosti magnetskog polja u kojem se izvor nalazi. Razlikuju se

normalni učinak (cijepanje u 2 ili 3 linije), anomalni učinak (cijepanje u više linija) i učinak jakih

polja. (Vujnović, 2004.) Vidno polje instrumenata, njihova osjetljivost i prilagodljivost

omogućuju povezivanje promjena energije Sunčeva magnetskog polja s pojavama u Sunčevoj

atmosferi kao što su zagrijavanje korone, bljeskovi, koronini izbačaji mase.

Instrumenti na letjelici su programirani da se automatski prilagode za snimanje Sunčevih

bljeskova kad god se oni na Suncu pojave. Na slici je bljesak snimljen 15. veljače 2011., to je

prvi bljesak velikih razmjera od 2009. godine, odnosno prvi takav bljesak u novom ciklusu

aktivnosti za koji se predviĎa da će biti puno energičniji od prethodnog. U novom ciklusu će

takvi bljeskovi biti učestaliji. Fotografija je snimljena u svjetlosti kalcijeve H linije na valnoj

duljini 397nm.

Slika 18. Bjesak snimljen 15. 2. 2011. (http://www.jaxa.jp)

Slika 19. Fotografija snimljena teleskopom SOT (BFI) prikazuje djelić Sunčeve površine. Energija iz unutrašnjosti

Sunca se konvekcijom prenosi na površinu što rezultira nastankom konvekcijskih zona, koje moţemo zvati

konvekcijske granule, jasno se vide na fotografiji. Svjetlija područja predstavljaju područja više temperature i

koncentriranog magnetskog polja tu se plinovi uzdiţu iz unutrašnjosti, dok na tamnijim područjima plinovi imaju

niţu temperaturu i spuštaju se prema unutrašnjosti. Snimljena je u vidljivoj svjetlosti na 420 nm.

26

Magnetsko polje Sunca

Slika 20. Izgled magnetskih silnica jakog magnetnog polja koje se vertikalno uzdiţe iz Sunčeve pjege. (http://www.esa.int)

Magnetsko polje Sunca proizvedeno je sloţenim strujanjima Sunčeve plazme u konvektivnoj

zoni i na granici radijativne i konvektivne zone. Magnetsko polje proizvodi se neprestano tzv.

dinamo mehanizmom, podrţavanom konvekcijom i zvjezdanom vrtnjom. Polje se neprestano

razvija i mijenja oblike. Na početku ciklusa aktivnosti polje je slabo i ima oblik dipolnog polja

kao kod štapićastog magneta postavljenog u os vrtnje. Zbog diferencijalne rotacije polje se

deformira i silnice se izduţuju u blizini ekvatora – gdje je kutna brzina u cijeloj konvektivnoj

zoni veća, a zaostaju podalje od ekvatora – gdje je brzina manja. U podfotosferskim slojevima

polje se razvija u niz petlji i ono postaje prstenasto. Stalnom proizvodnjom i jačanjem polja

nastaje uzgon plazme u jednoj prstenastoj cijevi sila, silnice probijaju površinu u obliku petlje.

Uzlazni smjer silnice označuje sjeverni polaritet, silazni smjer označuje juţni polaritet. Zato su

pjege pratilica i vodilica različitih polariteta. Na suprotnoj polutki polaritet je suprotan. Jačanjem

polja pojavljuje se veći broj pjega, aktivnih područja s bakljama te brojni eksplozivni procesi,

eruptivne prominencije, bljeskovi i koronini izbačaji. Plin u jakom i sloţenom magnetskom polju

nije u ravnoteţi već je nestabilan. Eksplozivnim procesima troši se nagomilana energija

magnetskog polja, koje se pojednostavljuje i prazni. Najdinamičniji procesi zbivaju se krajem

maksimuma ciklusa aktivnosti, označenog maksimumom broja pjega. U sljedećem su ciklusu

polariteti magnetskog polja izmijenjeni.

Najočitija manifestacija Sunčeva magnetskog polja jesu pjege. Pjega je hladnija od okolne

fotosfere što je posljedica i do deset tisuća puta jačeg magnetskog polja (0,4 T). Tim jakim

magnetskim poljem onemogućena je konvekcija i slobodno gibanje plina, a samim time i dotok

27

topline iz Sunčeva središta. U području pjege zapaţa se poseban tok plina. Plin teče od sjene

kroz polusjenu prema van brzinom do 2 km/s, a zatim ponire. S druge strane, iz korone plin

utječe u pjegu. Tu je pojavu nazivamo Evershedov učinak. (Vujnović, 2010.)

Slika 21. Razvoj magnetskog polja Sunca tijekom ciklusa aktivnosti. (preuzeto s

http://static.astronomija.co.rs/suncsist/Sunce/sunce/8.htm i prilagoĎeno)

2.9. STEREO

STEREO (Solar Terrestrial Relations Observatory) je treća misija u NASA-inom programu STP

(Solar Terrestrial Probes). Ova misija lansirana 25. listopada 2006. osmišljena je za jedinstvene i

revolucionarne poglede na sustav Sunce-Zemlja. Dvije identične letjelice (STEREO-A i

STEREO-B), jedna ispred, a druga iza Zemlje na njenoj putanji oko Sunca, prate tok energije i

materije od Sunca do Zemlje. Trebale bi otkriti trodimenzionalnu strukturu koroninih izbačaja te

nam pomoći razumjeti zašto i kako se dogaĎaju. STEREO A i B su ključne letjelice u floti

satelita za svemirsku prognozu. Omogućavaju brţe i preciznije upozoravanje na dolazak

direktnih izbačaja u smjeru Zemlje zahvaljujući svom jedinstvenom pogledu sa strane.

Koronini izbaĉaji (CME, Coronal Mass Ejection) su snaţne erupcije materije koje mogu

izbaciti i do deset milijardi tona Sunčeve atmosfere u meĎuplanetarni prostor. Katkada su

povezane s bljeskovima, no češće su u vezi s eruptivnim prominencijama. Izbačaji se dogaĎaju

kad korona postane nestabilna te se plinovi odvajaju od Sunca u obliku velikih lupina promjera

usporedivih sa Sunčevim. Prosječna je brzina koronina izbačaja 400 km/s, a u maksimumu

aktivnosti ih se zna dogoditi i po nekoliko u jednom danu. (Vujnović, 2010.) Koronini izbačaji

su vrlo sloţene pojave povezane s pojavama koje se zbivaju cijelom dubinom Sunčeve

atmosfere. Tvar, koja se tijekom erupcije odvaja od Sunca, u kromosferi i niţim slojevima

korone formira oblak ioniziranog plina kojemu brzina dosegne od nekoliko stotina do 2800 km/s.

28

Tada u meĎuplanetnom sredstvu dolazi do pojave udarnog vala. Pojedine čestice oblaka,

elektroni i atomske jezgre, ubrzane su gotovo do brzine svjetlosti pa takve čestice mogu doseći

Zemlju gotovo istodobno kada i svjetlost bljeska. Te ubrzane snopove čestica nazivamo Sunčeve

kozmičke zrake. Udaljavajući se od Sunca koronin izbačaj moţe stvoriti ogromne poremećaje u

meĎuplanetnoj sredini i pokrenuti teške magnetne oluje u sudaru sa Zemljinom magnetosferom,

mogu oštetiti pa čak i uništiti satelite. Iznimno su opasni za astronaute pogotovo ako se nalaze u

svemirskim šetnjama, izvan zaštite koju im pruţa Space Shutlle ili MeĎunarodna svemirska

postaja (ISS), a poznato je da uzrokuju i padove u elektroopskrbnom sustavu na Zemlji zbog

pojave velikog induciranog napona u njima.

Koronini izbačaji najsnaţnije su pojave u sustavu Zemlja-Sunce. Unatoč njihovoj vaţnosti

znanstvenici još uvijek ne razumiju u potpunosti kako oni nastaju i razvijaju se, kao ni njihovu

strukturu i doseg u meĎuplanetnom prostoru. Jedinstvene stereoskopske slike s ovih dvaju

letjelica pomaţu znanstvenicima dokučiti njihovu pravu prirodu i nastanak. Razlikovanje

opasnih od bezopasnih koroninih izbačaja jedan je od najvaţnijih zadataka proučavanja Sunca,

za što je potreban trodimenzionalan pogled kojeg nam pruţaju letjelice STEREO.

Slika 22. Letjelice STEREO i njihovi poloţaji od lansiranja nadalje.

Počevši s veljačom 2011. godine sljedećih 8 godina čovječanstvo ima, po prvi puta u povijesti,

priliku promatrati kompletno Sunce, sa svih strana istovremeno. Kombinirajući snimke s letjelica

STEREO-A i STEREO-B sa snimkama dobivenima pomoću letjelice SDO (Solar Dynamic

Observatory) moguće je snimiti i mapirati trenutno stanje kompletne Sunčeve površine. Prije

letjelica STEREO astronomi su mogli vidjeti samo stranu Sunca okrenutu prema Zemlji te su

imali jako malo saznanja što se dogaĎa na drugoj strani, odnosno što se dogaĎa sa pojavama na

29

Suncu kad, zbog rotacije Sunca, izaĎu iz našeg vidokruga. Hoće li aktivna područja rasti i

utjecati na svemirsku prognozu kad se ponovno pojave nakon dva tjedna, ili će jednostavno

nestati? Što je s novim aktivnim područjima nastalima na udaljenoj strani Sunca i hoće li nas

iznenaditi? Pitanja su koja, zahvaljujući letjelici STEREO i njenom pogledu koji obuhvaća svih

360° Sunčeve površine, više nećemo postavljati.

Letjelice STEREO ispunjavaju ovaj zadatak zahvaljujući svojim jedinstvenim orbitama. Svaka

od letjelica je u svojoj orbiti oko Sunca (heliostacionarna orbita) koje malo odstupaju od

Zemljine orbite. Letjelica STEREO-Ahead (ispred) je u orbiti malo bliţoj Suncu te je zbog toga

ima veću kutnu brzinu. Letjelica STEREO-Behind (iza) nalazi se u orbiti udaljenijoj od Sunca i

kutna brzina joj je stoga manja. Rezultat toga je udaljavanje letjelica od Zemlje u suprotnim

smjerovima za 22° godišnje, kako je prikazano na slici 25. Iako se gledajući sa Zemlje letjelice

gibaju u suprotnim smjerovima, one se zapravo gibaju u istom smjeru, ali različitim brzinama.

Slika 23. Putanje kojima su letjelice postavljene u svoje orbite.

Postavljanje letjelica u orbite oko Sunca nije bilo jednostavno. U tu svrhu posluţila je

gravitacijska sila Mjeseca (tzv. gravitacijska praćka) pomoću koje su letjelice u razmaku od šest

tjedana izbačene svaka u svoju orbitu. Letjelice se udaljavaju jedna od druge od njihova

postavljanja u heliostacionarne orbite, koje odigralo se u prosincu 2006. i siječnju 2007. godine,

da bi se u veljači 2011. našle na suprotnim stranama Sunca. Od tog trenutka letjelice nam

omogućavaju, zajedno s drugim letjelicama koje se nalaze u blizini Zemlje, istovremeno

promatranje kompletne Sunčeve sfere. Takvo promatranje Sunca biti će moguće do sredine

2019. godine, ako letjelice budu ispravno funkcionirale, s izuzetkom barem dvaju tjedana u

oţujku 2015., kada će biti nedostupne i neće moći poslati informacije na Zemlju jer će se naći na

Zemlji nasuprotnoj strani Sunca.

30

Letjelice su opremljene svaka s po četiri instrumentima SECCHI, SWAVES, IMPACT i

PLACTIC.

SECCHI (Sun Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation) je sustav instrumenata

sastavljen od pet zasebnih teleskopa čije vidno polje pokriva prostor od Sunčeve površine i

meĎuplanetni prostor sve do Zemlje. Ovih pet teleskopa moţemo razvrstati u tri tipa. Prvi je tip

teleskop za ekstremno ultraljubičasto zračenje (EUVI- extreme ultraviolet imager), sluţi za

snimanje Sunčeve kromosfere i niţe korone do udaljenosti od 1,7 Sunčevih polumjera, u četiri

emisijske linije. COR1 i COR2 su drugi tip teleskopa, odnosno to su dva Lyotova koronagrafa za

vidljivi dio spektra, a snimaju unutarnju i vanjsku koronu od 1,4 do 15 Sunčevih radijusa od

Sunca. Za ovu vrstu promatranja koriste se dva odvojena koronagrafa zbog velikog radijalnog

gradijenta koronine svjetline u ovom rasponu udaljenosti od Sunca. Treći tip teleskopa

snimanjem obuhvaća prostor oko Sunca na udaljenostima od 15 do 215 Rs tj. do Zemljine

putanje. To su dva „snimača“ heliosfere (HI 1 i HI 2- heliospheric imagers). Instrumenti tipa

EUVI i COR već su korišteni u nekima od prethodnih misija, dok su HI novo razvijeni

instrumenti. Svi ovi instrumenti su zaduţeni za trodimenzionalno promatranje koroninih izbačaja

od njihova izvora na Sunčevoj površini, ponašanja u koroni, interakciji s meĎuplanetnim

sredstvom i mogućeg sudara sa Zemljom. Letjelica STEREO nam daje sasvim nove mogućnosti

u promatranju koroninih izbačaja. Po prvi puta se koronin izbačaj promatra stereografski, po prvi

puta se izbačaji promatraju istodobno s izvoĎenjem in-situ mjerenja na drugim letjelicama,

simultano se izvode optička i radio promatranja koroninih izbačaja i udarnog vala, po prvi put se

promatraju izbačaji koji se gibaju prema Zemlji u vidnom polju kojim je obuhvaćena i Zemlja.

Slika 24. Letjelica STEREO s instrumentima (http://stereo.jhuapl.edu)

31

Slika 25. Prikaz vidnog polja za svaki od instrumenata na SECCHI (redom: EUVI, COR1, COR2, HI 1, HI 2)

HI se sastoji od dvaju malih širokokutnih teleskopa, za vidljivu svjetlost, zajedno smještenih u

kutijasto kućište na bočnoj strani STEREO letjelica. Teleskopi su zaslonjeni od direktne Sunčeve

svjetlosti nizom linearnih zaslona. Ovaj koncept je vrlo sličan promatranju neba nakon zalaska

Sunca. Dizajn i karakteristike ovog instrumenta prikazani su na slikama ispod teksta.

Slika 26. a) fotografija instrumenta, b) poprečni presjek instrumenta s prikazanim kutom gledanja za oba teleskopa.

(www.sstd.rl.ac.uk)

32

Slika 27. Veliki koronin izbačaj 3. travnja 2011. snimljen s COR 2

(http://stereo.gsfc.nasa.gov/gallery/item.php?id=selects&iid=150)

SWAVES (STEREO/WAVES) instrument je koji prati nastanak, razvoj i put provale radio-

zračenja od Sunca do Zemljine orbite.

IMPACT (In-situ Measurements Of Particles and CME Transients) daje nam trodimenzionalan

uvid u raspodjelu čestica Sunčeva vjetra i magnetskog polja u meĎuplanetnom prostoru.

PLASTIC (Plasma and SupraThermal Ion Composition) mjeri kinetička svojstva i sastav

Sunčeva vjetra i supratermalnih čestica, protona, alfa čestica i teških iona.

2.10. SDO

SDO (Solar Dynamic Observatory) lansiran je 11. 2. 2010. raketom Atlas V, iz Cape Canaverala.

To je prva misija lansirana u sklopu NASA-inog programa „Ţivjeti sa zvijezdom“ (LWS- Living

With a Star), osmišljenog s ciljem razumijevanja uzroka promjena na Suncu i njihova utjecaja na

Zemlju i meĎuplanetni prostor u njenoj blizini.

SDO snima Sunčevu atmosferu s dosad najvećom preciznošću u više različitih valnih duljina

istodobno. Snima svojstva Sunca i njegovu aktivnost te vrši mjerenja, kao npr. mjerenje brzina

gibanja plinova na Sunčevoj površini. Ti podaci se mogu iskoristiti za različita istraţivanja.

Jedno od njih je mjerenje kutne brzine Sunčeve vrtnje, čija komponenta vrlo često mora biti

uklonjena iz proračuna radi proučavanja drugih pojava. Nakon uklanjanja rotacije dolazimo do

oscilacija i brzina konvekcije, poslije čega površina izgleda kao valoviti oblak koji prekriva

33

Sunce. Vrući plinovi gibaju se prema van iz centra tih valnih poremećaja, a prema unutra na

njegovim krajevima, slično kao kod ključanja vode. Proučavanjem brzina tih gibanja moţe se

zaključiti kako Sunčeve pjege utječu na konvektivne zone. Promatranjem kroz duţi vremenski

period, duţi od 30 dana, mogu se uočiti i oscilacije Sunca. Ti podaci mogu se upotrijebiti za

proučavanje, „gledanje“ u unutrašnjost Sunca.

Slika 28. Razmještaj instrumenata na SDO letjelici

Cilj misije SDO je dati odgovore na ova pitanja:

- Koji mehanizmi pokreću kvaziperiodične jedanaestogodišnje cikluse u Sunčevoj

aktivnosti?

- Kako se aktivno područje magnetnog toka sintetizira, koncentrira i raspršuje preko

Sunčeve površine?

- Kako magnetsko prespajanje, pojava malih razmjera, reorganizira topologiju polja velikih

razmjera i sustave struja te kolika je njihova vaţnost u zagrijavanju korone i ubrzanju

Sunčeva vjetra?

- Gdje promatrane varijacije ultraljubičastog dijela spektra Sunčeva zračenja raste i kakva

je njihova veza s ciklusima magnetske aktivnosti?

- Kakva konfiguracija magnetskog polja dovodi do stvaranja koroninih izbačaja (CME),

prominencija i bljeskova u kojima nastaju energetske čestice i zračenje.

- Moţe li struktura i dinamika Sunčeva vjetra u blizini Zemlje biti odreĎena

konfiguracijom magnetskog polja i strukturom atmosfere u blizini Sunčeve površine?

34

- Kad će se aktivnost dogoditi i jeli moguće načiniti uvjerljivu i pouzdanu prognozu

„svemirskog vremena i klime“?

Sunce djeluje na Zemlju i sve nas koji na njoj ţivimo na mnogo načina. U zadnjih pet desetljeća,

od početka svemirskog doba odnosno slanja letjelica za proučavanje, o Suncu smo puno naučili,

ali još uvijek nismo ni blizu tome da imamo sve odgovore. Letjelica SDO nosi tri instrumenta

koji nam pomaţu u potrazi za novim spoznajama. Omogućava bolje razumijevanje Sunčeve

aktivnosti i pojava koje uzrokuju promjene u Zemlji bliskom svemirskom okruţju. Instrumenti

mjere ekstremno UV spektralno zračenje Sunca u vrlo kratkim vremenskim razmacima. Mjere

Dopplerov pomak, nastao zbog oscilacija brzine, preko cijelog vidljivog diska. Izvode mjerenja

magnetnog polja preko cijelog vidljivog diska u visokoj rezoluciji. Snimaju fotografije

kromosfere i unutarnje korone na nekoliko različitih temperatura, odnosno valnih duljina

svjetlosti, u vrlo kratkim vremenskim razmacima. Mjerenja se izvode tijekom značajnog dijela

Sunčeva ciklusa kako bi se snimile promjene nastale u različitim razdobljima ciklusa.

HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) snima Sunčevu vanjštinu radi odreĎivanja dogaĎaja u

njegovoj unutrašnjosti. Na Suncu postoji na milijune malih nabora nastalih u Sunčevoj

konvektivnoj zoni koji izgledaju kao potresni valovi. HMI mjeri karakteristike tih nabora i jakost

magnetskog polja na vidljivoj strani fotosfere u različitim valnim duljinama svjetlosti.

Zahvaljujući prikupljenim podacima znanstvenici mogu shvatiti što se zapravo dogaĎa u

njegovoj unutrašnjosti.

Osnovni cilj HMI-jeva istraţivanja je proučiti uzroke promjena na Suncu, okarakterizirati i

razumjeti Sunčevu unutrašnjost i različite komponente magnetske aktivnosti. HMI mjeri gibanja

u fotosferi radi proučavanja Sunčevih oscilacija i mjeri polarizaciju u odabranim spektralnim

linijama radi proučavanja komponenti magnetskog polja fotosfere. Prikuplja podatke potrebne za

odreĎivanje izvora i mehanizama Sunčeve varijabilnosti u unutrašnjosti i povezanosti fizičkih

procesa u Suncu s površinskim magnetskim poljem i aktivnošću. Prikupljeni podaci takoĎer

pomaţu u procjeni koroninog magnetskog polja, što je vaţno radi proučavanja promjena u

proširenoj Sunčevoj atmosferi koja se proteţe do Zemlje. Omogućuje pouzdaniju svemirsku

prognozu, što je jedan od glavnih ciljeva LWS programa. Cilj istraţivanja HMI-jem je proučiti i

razumjeti te meĎusobno isprepletene procese magnetske aktivnosti i unutarnje dinamike kao što

su: konvektivne zone i Sunčev dinamo (MHD magnetohidrodinamički dinamo), porijeklo i

razvoj Sunčevih pjega, aktivnih područja i njihove sloţenosti, izvore i pokretače Sunčeve

aktivnosti, povezanost procesa u unutrašnjosti s dinamikom korone i heliosfere, pojave koje

prethode Sunčevim poremećajima radi pouzdanije svemirske prognoze.

35

Dizajn i način promatranja temelje se na MDI instrumentu (vrlo uspješan instrument s letjelice

SOHO) uz nekoliko vaţnih poboljšanja. HMI snima puni Sunčev disk u Fe I apsorpcijskoj liniji,

na valnoj duljini 617,3 nm, s rezolucijom od 1 lučne sekunde. Sastoji se od refrakcijskog

teleskopa, polarizacijskih sektora, sustava za stabilizaciju slike, uskopojasnog podešavajućeg

filtra i dvaju CCD kamera rezolucije 4096x4096 piksela.

Ono čime se znanstvenici u ovom slučaju bave naziva se helioseizmologija. Helioseizmologija je

proučavanje strukture i dinamike Sunčeve unutrašnjosti analizom širenja valova njegovom

unutrašnjosti. Sunce je proţeto akustičkim valovima s prosječnim periodom titranja od pribliţno

pet minuta. Brzina plina u titraju iznosi do 0,5 km/s. Ti valovi nastaju podpovršinskom

konvekcijom, u konvektivnoj zoni, uzrokovani pritiskom plina zbog konvekcije. Valovi se šire

prema središtu Sunca lome se i odbijaju na granicama slojeva u unutrašnjosti i putuju prema

površini gdje se odbijaju natrag zbog naglog pada u gustoći plazme na površini. Brzina tih

valova ovisi o temperaturi, sastavu, gibanjima i magnetskim poljima u unutrašnjosti. Sunčeva

površina se pomiče na mjestu gdje se ti valovi odbijaju. Mjerenjem tih pomaka odreĎuje se

frekvencija, faza i amplituda vala, čijom se analizom dolazi do spoznaja o Sunčevoj

unutrašnjosti. Akustički valovi imaju različite periode i stoga različite valne duljine. Prodiranje

valova ovisi o njihovoj valnoj duljini. Valovi kraćih valnih duljina otkrivaju svojstva plitkih

slojeva, valovi većih valnih duljina prolaze cijelim Suncem i odbijaju se od straţnje strane (sl.

29).

Slika 29. Širenje akustičkih valova kroz Sunce

Otkriveno je kako se gibaju slojevi unutrašnjosti Sunca. Središnji dio unutar 0,65 Sunčeva

radijusa vrti se jednoliko, stalnom kutnom brzinom. Iznad toga je sloj tahokline u kojem se

36

dogaĎaju promjene kutne brzine u ovisnosti o heliografskoj širini. Tahoklina je debljine oko 0,04

polumjera Sunca. Ekvatorski dijelovi imaju najveću brzinu, a ona se smanjuje s povećanjem

heliografske širine. Brzine gibanja ovise i o dubini konvektivne zone, a proučavanjem naglih

promjena brzine širenja valova došlo se do zaključka da se njeno dno nalazi na 0,71 RS.

Analizom valova odreĎene su i temperature pojedinih slojeva od središta do površine Sunca.

Rezultati su u skladu s fizičkim modelom Sunca s time da je ispravljen omjer zastupljenosti

vodika i helija.

Slika 30. Raspored kutnih brzina ispod fotosfere (http://solarphysics.livingreviews.org)

Sunce je proţeto magnetskim poljimai njihovim manifestacijama, od cjevastih tvorevina

tokova plazme manjih od 70 km, Sunčevih pjega veličine 30 000 km do magnetske mreţe koja

prekriva cijelo Sunce. Takvo dinamično magnetsko polje uzrok je gotovo svih promjena na

Suncu koje imaju utjecaja na Zemlju i čovjekove tehnološke sustave. HMI nam prvi put u

povijesti pruţa mogućnost neprekidnog praćenja magnetskih aktivnosti, u svim smjerovima (u

sve tri dimenzije), na cijelom Sunčevu disku. Prijašnja mjerenja izvodila su se samo za jednu

komponentu polja, kao npr. s MDI na letjelici SOHO gdje je mjerenje izvoĎeno na pravcu prema

letjelici. Novim mjerenjima unaprijeĎeno je razumijevanje trodimenzionalne strukture

magnetskog polja i njegova razvoja.

HMI biljeţi mape brzina gibanja plazme u fotosferi (tzv. Dopplergrami) i karte

magnetskog polja fotosfere (magnetograme). One se računalno obraĎuju zajedno s 12 slika

Sunca snimljenih u isto vrijeme različitim kombinacijama valnih duljina i ravnina polarizacije.

Zahvaljujući svim ovim postignućima u mjerenju razvila se i jedna nova grana

helioseizmologije kojom se proučava straţnja strana Sunca koja nije izravno vidljiva.

Biljeţenjem akustičkih valova koji prolaze kroz cijelu Sunčevu kuglu, ustanovljeno je da

remećenja tih valova potječu od magnetskih polja Sunčevih pjega koje se nalaze na obratnoj

37

strani, matematička analiza otkriva poloţaj i veličinu tih pjega. Taj smjer helioseizmologije

nazvan je helioseizmološka holografija.

AIA (Atmospheric Imaging Assembly) snima gornje slojeve Sunčeve atmosfere u

temperaturnom rasponu od 20 tisuća do 20 milijuna °C, s visokom vremenskom razlučivošću i

pogledom koji obuhvaća cijeli vidljivi Sunčev disk. Po prvi put se prati razvoj svih energetskih

Sunčevih aktivnosti, od mikro nestabilnosti pa sve do izbacivanja milijardi tona materijala u

meĎuplanetni prostor. Četiri teleskopa svakih deset sekundi napraviti osam slika kompletnog

Sunčevog diska.

Slika 31. Instrument AIA

Primarni cilj znanstvenog istraţivanja pomoću ovog instrumenta je upotrijebiti ove podatke

zajedno s podacima s drugih instrumenata na letjelici pa i s drugih letjelica, kako bi se značajno

unaprijedilo naše razumijevanje fizikalne pozadine Sunčeve aktivnosti, koja oblikuje svemirsku

prognozu.

Slika 32. Usporedba razlučivosti teleskopa EIT ( na SOHO) i AIA (http://sdo.gsfc.nasa.gov)

EVE (Extreme ultraviolet Variability Experiment) je sastavljen od nekoliko manjih instrumenata.

Sluţi za praćenje ekstremno jakog UV zračenja (EUV) koje Sunce odašilje prema Zemlji. Mi na

38

Zemlji smo sigurni jer se EUV u potpunosti apsorbira u gornjim slojevima atmosfere.

Znanstvenici ţele bolje razumjeti kako se i zašto EUV sa Sunca mijenja. EVE se takoĎer koristi

bojama odnosno različitim valnim duljinama. Mjeri spektar svakih deset sekundi, a ta mjerenja

bi trebala pomoći znanstvenicima u predviĎanju iznosa EUV koje putje prema Zemlji na temelju

aktivnosti Sunčeva magnetskog polja, u bilo kojem trenutku.

3. Letjelice kojima se ispituje Sunĉev vjetar i meĊudjelovanje sa Zemljom

3.1. IMP-8

„IMP-8“ (Explorer 50) je letjelica lansirana 26. listopada 1973. godine, punog naziva

„Interplanetary Monitoring Platform-8“ posljednja je u nizu IMP letjelica. Prva letjelica u seriji

IMP lansirana je još 1963. pod imenom Explorer 18, osnovni cilj ovih letjelica je proučavanje

plazme i magnetskog polja u meĎuplanetarnom prostoru. Mreţa IMP letjelica bila je najvaţniji

element ranog upozoravanja na Sunčevu aktivnost, odnosno bljeskove na Suncu, koji su

predstavljali opasnost za astronaute u misijama Apollo, izvan Van Allenovih radijacijskih pojasa.

Letjelica je opremljena instrumentima za proučavanje kozmičkog zračenja, energetskih Sunčevih

čestica te električnih i magnetskih polja u meĎuplanetarnom prostoru i magnetosferi. Cilj misije

je osigurati dovoljno informacija o Sunčevu vjetru, potrebnih za proučavanje magnetosfere i

proučavanja varijacija u Sunčevu ciklusu aktivnosti.

Slika 33. Model letjelice IMP-8

IMP-8 ima oblik valjka visine 157.4 cm i promjera 135.6 cm, orbita je pribliţno kruţnog oblika s

polumjerom 35 RZ i trajanjem 12.5 dana. Letjelica je u 33 godine rada priskrbila vaţne podatke

39

za proučavanje fizike svemira pogotovo za NASA-in istraţivački program „Sun-Earth

Conection“, koji se bavi proučavanjem utjecaja Sunca na Zemlju. Bila je vaţan dodatak

letjelicama Voyager i Ulysses u programu„ International Solar Terrestrial Physics“ čime je

omogućeno prikupljanje podataka o solarnom vjetru na udaljenosti od 1 aj, korišteno za

razumijevanje dugotrajnih Sunčevih procesa. Posljednji korisni podaci s letjelice su primljeni 10.

listopada 2006. godine. IMP-8 je omogućila bolje razumijevanje svemirskog prostora u blizini

Zemlje na mnogo načina. Omogućila nam je dublji pogled u fiziku plazme, Zemljinog

magnetskog polja, strukturu Sunčeva vjetra i prirodu kozmičkog zračenja.

3.2. VOYAGER

Letjelice blizanke Voyager 1 i Voyager 2 lansirane su u ljeto 1977. godine. Dizajnirane su za

proučavanje Saturnovih prstena i većih mjeseca planeta. Kako bi mogle izvršiti misiju letjelice

su dizajnirane za minimalno trajanje od pet godina. Svi zadatci su uspješno obavljeni pa je ideja

o preletu pokraj dva vanjska planeta, Urana i Neptuna, postala je neodoljiva za znanstvenike i

inţenjere „Jet Propulsion Laboratory“ iz Pasadene u Kaliforniji. Tijekom svog puta Sunčevim

sustavom letjelice su pomoću sustava daljinski kontroliranog reprogramiranja dobile veće

sposobnosti od onih koje su imale u trenutku napuštanja Zemlje. Tako je prvotna misija

proučavanja dvaju planeta postala misija za proučavanje četiriju planeta, a ţivot joj je produljen s

pet na dvanaest godina. U konačnici letjelice Voyager 1 i 2 su proučile sve vanjske planete

Sunčeva sustava, 48 njihovih mjeseca te jedinstvene prstenove i magnetska polja tih planeta.

Letjelice su, tijekom svih ovih godina, znanstvenicima poslale podatke koji su revolucionarizirali

astronomiju. Dobivene informacije pomogle su u rješavanju nekih ključnih pitanja kao i

postavljanju novih, vezanih za podrijetlo i evoluciju planeta u našem Sunčevu sustavu. Letjelice i

dalje šalju vrijedne podatke s granice Sunčeva sustava i meĎuzvjezdanog prostora. Letjelica

Voyager 1 trenutno je najudaljeniji objekt od Sunca napravljen ljudskom rukom.

Na sl. 34. vidimo umjetnički prikaz letjelica Voyager 1 i 2 u odnosu sa strukturama formiranima

Sunčevim vjetrom. Letjelica Voyager 1 trenutno je udaljena više od 116 aj (astronomska jedinica

je mjerna jedinica duljine ustanovljena kao srednja udaljenost Zemlje od Sunca, 1 aj 1,5·108

km, točnije 1 aj 149 597 870 691 ± 30 m) i dosegla je udaljenu točku našeg Sunčeva sustava

gdje više nema gibanja Sunčeva vjetra u smjeru od Sunca. Došla je do mjesta gdje je brzina

čestica koje dolaze sa Sunca pala na nulu, a znanstvenici smatraju da se to dogaĎa zbog pritiska

zračenja koje dolazi s drugih zvijezda i moţemo reći da se letjelica nalazi u meĎuzvjezdanom

40

prostoru. Trenutno se podacima s letjelice bavi pet timova proučavajući magnetska polja,

niskoenergetske nabijene čestice, kozmičke zrake, valove plazme. Očekuje se da će letjelice

prikupljati podatke još desetak godina, poslije toga će baterije koje sluţe za zagrijavanje

instrumenata postati preslabe te instrumenti neće moći pravilno funkcionirati.

Slika 34. Trenutni poloţaj letjelica Voyager

3.3. SAMPEX

SAMPEX (Solar, Anomalous, and Magnetospheric Particle Explorer) je prva letjelica u

NASAinom programu „Small Explorer“ (SMEX). Letjelica je lansirana u ljeto 1992. godine.

Dizajnirana je za proučavanje energije, sastava i vrste naboja četiriju vrsta nabijenih čestica. Te

čestice su: galaktičke kozmičke zrake nastale u eksplozijama supernove u našoj galaksiji,

kozmičke zrake iz meĎuzvjezdanog plina koji okruţuje naš Sunčev sustav, energetske čestice

nastale eksplozijama u Sunčevoj atmosferi, i čestice Sunčeva vjetra uhvaćene Zemljinim

magnetskim poljem. Nama je ovdje vaţno to što je SAMPEX pribavio vaţne podatke o Sunčevu

sastavu i mehanizmima odgovornim za zagrijavanje Sunčeve atmosfere. Zagrijavanje Sunčeve

atmosfere još nije u potpunosti objašnjeno. Energija se iz fotosfere vjerojatno prenosi

magnetohidrodinamičkim procesima i oslobaĎanjem energije pohranjene u magnetskim poljima.

Magnetska energija se oslobaĎa nastajanjem i prespajanjem magnetskih silnica i dovo ljna je za

zagrijavanje korone, što je teorijskim modelima i dokazano.

41

3.4. GEOTAIL

Letjelica je lansirana 1992. godine i zajedno s letjelicama Wind, Polar, SOHO, CLUSTER čini

skupinu satelita odreĎenih za program ISHP (International Solar-Terrestrial Physics) čiji je cilj

bolje razumijevanje odnosa Sunce-Zemlja. Njome se proučava interakcija Sunčeva vjetra s

Zemljinom magnetosferom. Letjelica je još uvijek aktivna.

Slika 35. Geotail Slika 36. Spartan 201 u orbiti, snimljen iz Space Shuttle-a

3.5. SPARTAN 201

Letjelica je dio serije letjelica Spartan koje su posluţile u eksperimentima za pronalaţenje

odgovora na mnoga znanstvena pitanja. Letjelice su na mjesto istraţivanja dopremane pomoću

Space Shuttle-a zbog mogućnosti dodatnog prilagoĎavanja letjelice tijekom dugoročnih

eksperimenata u orbiti, ali i zbog toga što je pomoću njega moguće letjelice nakon završenog

eksperimenta vratiti na Zemlju.

Letjelica Spartan 201 poletjela je 13. rujna 1994. godine. Bila je opremljena dvama teleskopima

za proučavanje Sunčeve ekstremno zagrijane korone i njenih širenja koje rezultiraju Sunčevom

vjetrom. Teleskopi su načinjeni za promatranje ultraljubičaste i bijele svjetlosti (Ultraviolet

Coronal Spectrometer and the White Light Coronagraph). Teleskopom za ultraljubičastu

svjetlost, prikupljani su podaci o emisiji neutralnog vodika i iona u koroni radi odreĎivanja

brzina plazme u koroni i postavljanja u vezu s područjima koja su izvor Sunčeva vjetra. Ovim

ureĎajem su takoĎer prikupljani podaci o temperaturi i gustoći protona. Teleskopom za vidljivu

svjetlost mjerena je vidljiva svjetlost s ciljem odreĎivanja raspodjele gustoće elektrona u koroni.

Ova mjerenja su morala biti učinjena u svemiru iz razloga što Zemljina atmosfera interferira s

42

ovim valnim duljinama svjetlosti. Letjelica Spartan 201 trenutno je smještena u muzej „National

Air and Space Museum“.

3.6. WIND

Letjelica Wind prva je od dvije misije SAD-a u projektu „Global Geospace Science“ (GGS), koji

je dio meĎunarodnog programa „International Solar Terrestrial Physics“ (ISTP). Cilj programa

ISTP je razumijevanje fizikalnih pojava u sustavu Sunce-Zemlja radi predviĎanja interakcija

Zemljine megnotosfere i atmosfere na promjene Sunčeva vjetra.

Letjelica je lansirana 1. studenoga 1994. godine i u prve dvije godine nalazila u sloţenoj

lunarnoj orbiti, koja je zatim zamijenjena halo orbitom oko Sunce-Zemlja L1 točke. Prikupila je

podatke o plazmi, energetskim česticama i magnetskom polju radi proučavanja magnetosfere i

ionosfere, istraţila osnovne procese u plazmi Sunčeva vjetra u blizini Zemlje i osigurala osnovu

za buduće misije proučavanja heliosfere na ekliptičkoj putanji udaljenoj 1 aj.

Slika 37. WIND

3.7. POLAR

Letjelica „Polar“ je satelit lansiran 24. 2. 1996. godine i postavljen u jako izduţenu eliptičnu

orbitu s inklinacijom od 86 stupnjeva i periodom od 17,5 sati. Druga je letjelica lansirana u

sklopu projekta GGS - Global Geospace Science. U sklopu flote letjelica zaduţene za

proučavanje odnosa Sunce-Zemlja, letjelica Polar zaduţena je za snimanje aurore u različitim

valnim duljinama, mjerenje plazme koja ulazi magnetosferu oko polova i geomagnetski rep, tok

43

plazme do i od ionosfere, porast i pohranjivanje energije čestica u ionosferi i višoj atmosferi.

Letjelica POLAR je lansirana kako bi proučavala magnetosferu oko polova, ali kako se njena

orbita s vremenom pomaknula (precesirala) promatrana je i unutarnja megnetosfera iznad

Zemljinog ekvatora.

3.8. FAST

FAST (Fast Auroral Snapshot Explorer) je druga letjelica unutar serije SMEX misija. Njena

namjena je istraţiti fiziku plazme i fenomene aurore koji se javljaju oko Zemljinih polova.

Podaci za ovo istraţivanje prikupljani su senzorima za magnetska i električna polja te

instrumentima za istraţivanje čestica plazme, preletima u području gdje se javljaju aurore.

Letjelica je lansirana 21. 8. 1996. u eliptičnu orbitu inklinacije 86°, apogeja od 4175 km i

perigeja 350 km. Letjelica je osmišljena za biljeţenje podataka visoke rezolucije jedino u

trenutcima prolaska kroz područja aurore, a to su uska područja smještena oko Zemljinih polova.

Znanstveni instrumenti uključuju analizatore energije elektrona i elektrostatskih svojstava iona,

instrument za odreĎivanje energije iona koji ujedno razlikuje i njihovu masu te instrument za

proučavanje magnetskog polja. Najnapredniji ureĎaj na ovoj letjelici je računalo koje prikuplja

podatke samo kad se pojave fizikalno zanimljive pojave i biljeţi ih u memoriju za daljnje

proučavanje u bazi na Zemlji.

Letjelica je učinila značajan napredak u odnosu na prijašnje satelite za proučavanje na ovom

području.

Slika 38. Letjelica FAST s instrumentima i prikaz letjelice u orbiti.

44

3.9. ACE

ACE (Advanced Composition Explorer) letjelica lansirana je 27. kolovoza 1997. u „Kennedy

Space Center“ na Floridi. Osnovni cilj ove misije je odreĎivanje sastava i usporedba uzoraka

materije Sunčeve korone, Sunčeva vjetara te zastupljenost ostalih meĎuplanetnih čestica i

meĎuzvjezdane tvari.

Zemlja je konstantno bombardirana strujama ubrzanih čestica koje dolaze sa Sunca, ali i

meĎuzvjezdanih te galaktičkih izvora. Proučavanje tih energetskih čestica doprinosi

razumijevanju stvaranja i evolucije Sunčeva sustava kao i uključujućih astrofizičkih procesa.

ACE letjelica opremljena je sa šest senzora visoke rezolucije i tri instrumenta za uzorkovanje

niskoenergetskih čestica Sunčeva podrijetla i visokoenergetskih galaktičkih čestica sa snagom

prikupljanja koja je 10 do 1000 puta veća od instrumenata iz prethodnih misija.

ACE orbitira oko prve Lagrangeove točke. Iz tog poloţaja letjelica ima jedinstveni pregled

Sunčeva vjetra, meĎuplanetarnog magnetnog polja i visokoenergetskih čestica porijeklom sa

Sunca, kao i na čestice ubrzane u heliosferi te galaktičkim prostranstvima. Omogućava

konstantno praćenje parametara Sunčeva vjetra i intenziteta Sunčevih energetskih čestica,

odnosno omogućuje naprednu svemirsku prognozu. Letjelica ima dovoljno goriva za zadrţavanje

u orbiti sve do 2024. godine.

3.10. EQUATOR-S

Slika 39. EQUATOR-S

Equator-S je niskobudţetna misija dizajnirana za proučavanje Zemljine ekvatorijalne

magnetosfere s udaljenosti od 67 000 km. Dio je pomno osmišljene flote letjelica koje čine

IASTP (Inter-Agency Solar Terrestrial Physics) program. Letjelica je jednostavnog dizajna i

opremljena je naprednim instrumentima koji se nalaze i na drugim letjelicama unutar ovog

45

programa. Ideja o ekvatorijalnom satelitu potiče još od NASA-inog GGS programa, začetog

1980. Ekvatorijalni dio programa je napušten 1986. nakon što je propalo nekoliko pokušaja za

oţivljavanjem ove misije, to je ostavilo značajnu prazninu u oba NASA-ina programa. Tu

prazninu su odlučili popuniti na „Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik“ (MPE) iz

Njemačke, zbog interesa u GSS programu i prilike za testiranje novih naprednih instrumenata za

mjerenje električnih polja.

Letjelica je lansirana 2. prosinca 1997. i postavljena u ekvatorijalnu orbitu. PredviĎeno trajanje

misije je bilo dvije godine. Letjelicom upravlja „German Space Operations Center“ (GSOC) koji

s nalazi u blizini Münchena. Radi smanjenja troškova letjelicom je nadzirano samo 3 sata

dnevno.

Ciljevi misije su prikupiti precizna mjerenja plazme i magnetskog polja u ekvatorijalnoj

magnetosferi i graničnim područjima magnetopauze na dnevnoj strani niskih geografskih širina.

Proučavanje tih područja ima ključnu ulogu u razumijevanju odnosa Sunce-Zemlja i procesa u

fizici plazme. Vaţan cilj je bio i vrednovanje naprednog instrumenta za mjerenje električnih

polja.

Slika 40. Poloţaj pojedinih letjelica u sustavu Sunce-Zemlja

3.11. SNOE

SNOE (The Student Nitric Oxide Explorer) je mala znanstvena letjelica za mjerenje učinka

energije Sunca i magnetosfere na gustoću dušikovog oksida u Zemljinoj višoj atmosferi. Jedna je

od tri satelita u programu STEDI (Student Explorer Demonstration Initiative). Znanstveni

zadatci letjelice su odrediti kako promjene u Sunčevu mekom rendgenskom zračenju utječu na

promjene u gustoći dušikova oksida u niţoj termosferi i odrediti kako je aktivnost aurore

46

povezana s povećanom gustoćom dušikova oksida u polarnim područjima. Letjelica i

instrumenti su osmišljeni i izraĎeni u laboratoriju za fiziku atmosfere i svemira, na sveučilištu u

Coloradu, u gradu Boulder u SAD. Letjelica je opremljena s tri instrumenta: UV spektrometrom

za mjerenje svojstava dušikova oksida na različitim visinama, dvokanalnim fotometrom za

mjerenje emisije aurore, i peterokanalnim fotometrom Sunčeva mekog rendgenskog zračenja.

Letjelica je lansirana 26. veljače 1998. godine, a njome je upravljano takoĎer iz navedenog

centra na sveučilištu, u što su bili uključeni studenti kao i u sve druge procese od dizajna,

izgradnje i testiranja. Misija je završila u prosincu 2003.

3.12. IMAGE

IMAGE (Imager for Magnetopause-to-Aurora Global Exploration) letjelica je koja sluţi za

proučavanje ukupnog učinka promjena Sunčeva vjetra na magnetosferu. Velike promjene u

konfiguraciji magnetosfere se javljaju kao rezultat promjena u Sunčevu vjetru, koje su pak

uzrokovane promjenama unutrašnjosti i površine Sunca. Za otkrivanje ovih promjenama IMAGE

se koristi tehnikama prikupljanja podataka o neutralnim atomima, ultraljubičastom i radio

zračenju.

Letjelica je lansirana 25. oţujka 2000. sa zadatkom snimanja Zemljine magnetosfere. Vrlo rijetka

plazma u magnetosferi nevidljiva je standardnim astronomskim tehnikama promatranja. Već

tradicionalno su se u tu svrhu koristli detektori čestica, električnog polja i magnetometri.

Umjesto takvog mjerenja, koje se odvija na licu, IMAGE se sluţi različitim tehnikama kako bi

napravio prve sveobuhvatne snimke zastupljenosti plazme u unutarnjoj magnetosferi. Tim

snimkama znanstvenici su dobili mogućnost proučavati, kao nikad prije, veliki raspon promjena

magnetosfere i njenu interakciju s česticama plazme. Misija IMAGE bavi se trima znanstvenim

pitanjima iz srţi problematike razumijevanja interakcije Zemlje i Sunčeva vjetra: 1) Koji su

dominantni mehanizmi ubrizgavanja plazme u magnetosferu kad govorimo o vremenskim

skalama trajanja aurora i geomagnetskih oluja?; 2) Kakva je direktna reakcija magnetosfere na

promjene Sunčeva vjetra?; 3) Kako i gdje plazma u magnetosferi dobiva energiju, kako se

transportira te kako nestaje tijekom magnetskih oluja?

47

a) b)

Slika 41. a) IMAGE, b) orbita letjelice

3.13. CLUSTER-II

CLUSTER je misija za trodimenzionalno istraţivanje pojava malih razmjera, u magnetosferi i

okolnom području. Da bi se to postiglo, misija CLUSTER je sastavljena od četiriju identičnih

letjelica postavljenih u tetraedarsku formaciju s razmakom meĎu letjelicama koji varira od 600

km do 20 000 km, ovisno o znanstvenom području koje se istraţuje.

Prvotno je misija CLUSTER osmišljena kako bi zajedno sa letjelicom SOHO činila program

„Solar Terestrial Science Programme“ (STSP), istraţivanja meĎuodnosa Sunca i Zemlje. Od

svog lansiranja u prosincu 1995. SOHO je pruţila zapanjujuće, nove informacije o utjecaju

Sunca i Sunčeva vjetra na Zemljinu magnetosferu.

MeĎutim letjelice misije CLUSTER su prilikom lansiranja 1996. na raketi Ariane 5 bile uništene

u eksploziji rakete pa je cijela misija i STSP program došli pod upitnik. Odlučeno je da se misija

ipak nastavlja izgradnjom nove pete letjelice identične onoj uništenoj. Ta je letjelica trebala biti

sastavljena od testnih dijelova korištenih prilikom izrade uništenih letjelica, a novi dijelovi su se

trebali izraĎivati samo kad je to bilo prijeko potrebno, radi smanjenja troškova izrade. Takva

letjelica, nazvana simboličnim imenom „Phoenix“, trebala je biti završena i lansirana do kraja

1997. No znanstvenici su postali svjesni da se zacrtani znanstveni ciljevi neće moći postići samo

s jednom letjelicom tog tipa te su se odlučili za gradnju još triju identičnih letjelica kako bi

zamišljeni program bio u potpunosti ostvaren. Misija je nazvana CLUSTER-II. Letjelice su

orbitu lansirane 2000. godine pomoću dviju raketa Soyuz sa kozmodroma Bajkonur, prvi par

letjelica 16. lipnja, druge dvije letjelice 9. kolovoza.

48

Odobrenje kompletne CLUSTER II misije značilo je da se izvorni ciljevi STSP-a mogu ispuniti,

naročito od trenutka kad je misiji SOHO produţen rok trajanja. Ove dvije misije trebale bi dati

odgovore na niz pitanja vezanih za cijeli lanac isprepletenih procesa koji javljaju od Sunčeve

unutrašnjosti pa sve do Zemljine magnetosfere. Naravno, podaci dobiveni ovim dvjema

letjelicama kombinirati će se s podacima drugih letjelica i misija koje su se bavile ili će se tek

baviti ovom problematikom.

Misija CLUSTER-II istraţuje magnetosferu Zemlje, na licu mjesta, uporabom četiriju identičnih

letjelica istodobno, koje omogućavaju proučavanje trodimenzionalnih, pojava i njihove promjene

u vremenu.

Interakcija izmeĎu Sunčeva vjetra i magnetosfere je ključni element proučavanja „STSP“

programa. Jedan od primjera takve interakcije je direktan prodor čestica Sunčeva vjetra kroz

„polarne načina“ (polar cusps). Polarni lijevci su nešto poput magnetnih lijevka, po jedan na

svakoj hemisferi, koji usmjeravaju čestice Sunčeva vjetra. Solarni vjetar ulazi u vanjskom dijelu

lijevka promjera pribliţno 50000 km, a zatim čestice prate suţavanje lijevka koji u ionosferi ima

promjer oko 500 km. Ovo konvergirajuće magnetsko polje omogućava proučavanje vrlo velikog

područja magnetopauze kroz vrlo ograničeno područje u unutrašnjosti lijevka.

Još jedan primjer interakcije Sunčeva vjetra i magnetosfere je ubrzavanje plazme u magnetskom

repu tijekom „podoluja“ (substorms). Rep Zemljina magnetskog polja je veliki spremnik čestica

Sunčeva vjetra i čestica ionosfere koje pod odreĎenim uvjetima, kao što je zamjena magnetskih

polova meĎuplanetnog magnetskog polja, prema Zemlji usmjerava velike količine čestica. Oba

opisana mehanizma uzrok su pojave aurore, koja nastaje sudarom tih čestica, elektrona i iona, s

neutralnim česticama atmosfere. Te čestice u odreĎenim uvjetima mogu imati naročito veliku

energiju, što moţe izazvati dramatične posljedice na ljudske aktivnosti. Mogu ometati opskrbu

električnom energijom, telekomunikacije, izazvati niz nepravilnosti u radu satelita naročito onih

koji se nalaze u geostacionarnim orbitama.

CLUSTER-II je letjelica koja sluţi za proučavanje ovih pojava, na način da letjelice dolaze na

ključna mjesta gdje se te pojave upravo dogaĎaju, kao što su rep magnetosfere i polarni lijevci.

Četiri letjelice misije CLUSTER-II trodimenzionalno snimaju tvorevine plazme pronaĎene na

tim područjima. Istovremeno mjerenje razlike u količini plazme, iz četiri točke promatranja,

takoĎer je po prvi puta moguće izvesti. Gustoća trenutačnog toka plazme oko letjelice odreĎuje

se mjerenjem magnetnog polja i izračunom pomoću Amperovog zakona.

49

Letjelice su cilindričnog oblika, dimenzija 2,9 x 1,3 m, rotiraju oko svoje osi s frekvencijom od

15 okreta u minuti, što letjelicama omogućava stabilnost, a električnom energijom se opskrbljuju

iz solarnih ploča snage 224W. Opremljene su i potisnicima na plin koji se nalazi pod tlakom

unutar letjelica i čini više od polovice ukupne mase letjelice, potisnici sluţe za korekciju putanje

letjelica u tetraedarskoj formaciji u kojoj se letjelice nalaze. Na svakoj od letjelica nalazi se

jedanaest instrumenata za mjerenje električnog i magnetnog polja te smjer, gustoću i

rasprostranjenost čestica u plazmi.

3.14. ST5

Misija ST5 ( Space technologi 5) je dio NASA-inog programa „New Millennium Program“.

Misiju čine tri minijaturne letjelice namijenjene testiranju inovativnih koncepata i tehnologija u

grubom svemirskom okolišu. Letjelice cilindričnog oblika dimenzija 53x48 cm, mase 25 kg

mogu biti namijenjene za mjerenje utjecaja Sunčeve aktivnosti na Zemljinu magnetosferu. Svi

instrumenti na letjelici su napravljeni u minijaturnim dimenzijama te se ovom misijom htjelo

testirati njihovo ponašanje i pouzdanost. Letjelice su lansirane 22. oţujka 2006. godine pomoću

rakete Pegasus XL, a misija je trajala 90 dana.

Slika 42. Prikaz letjelica STP u orbiti i prikaz veličine letjelice

50

4. Pitanja i zadatci

1. Koja su vaţna postignuća NASA-inog programa OSO u području proučavanja Sunca?

Odgovor:

- Programom OSO unaprijeĎeno je naše razumijevanje Sunčeve atmosfere i

jedanaestogodišnjeg ciklusa Sunčeve aktivnosti. Postignuća koje moţemo izdvojiti su

monokromatske slike Sunca, snimke Sunčeve korone u području ekstremno

ultraljubičaste i vidljive svjetlosti, detaljni spektri u rendgenskom i ultraljubičastom

području, prva fotografija potpunog diska i Sunčeve korone i prva snimka bljeska na

samome početku erupcije, snimljena u rendgenskom području. U koroni su otkriveni

novi oblici, istraţivano je njeno magnetsko polje i Sunčev vjetar.

2. Što je koronagraf? Opiši i objasni princip njegova rada.

Odgovor:

- Koronagraf je posebna vrsta teleskopa koji sluţi za opaţanje korone izvan pomrčina,

time što se slika fotosfere zakrije, a raspršenje svjetlosti reducira. Koronagraf koristi

sustav višestrukih unutarnjih i vanjskih zaslona koji blokiraju direktnu svjetlost

Sunčeve fotosfere propuštajući blijedu svjetlost korone. Optički zaslon, postavljen u

ţarištu teleskopa, sprječava da svjetlost fotosfere padne na okular ili detektor.

Koronagrafom se moţe opaţati korona i sa Zemljina tla no kako se Sunčeva svjetlost

raspršuje u atmosferi, kvaliteta slike korone slabija je nego tijekom potpune

pomrčine. Stoga se uz pomoć koronagrafa sa Zemljina tla istraţuju samo donji,

svjetliji dijelovi korone, a daleko je učinkovitiji na svemirskim letjelicama kao

instrument za kontinuirano praćenje Sunčeve korone.

3. Kojom se brzinom letjelica SMM gibala u kruţnoj orbiti oko Zemlje, ako je orbitirala na

visini 574 km s periodom od 95 min? Radijus Zemlje je 6370 km.

Rješenje:

rs

t

sv

v

T

kmh

2

?

min95

547

smv

hkmv

T

hRv

Tt

hRr

z

z

/58,7860

/09,27543

2

51

4. Po čemu je letjelica Ulysses posebna kao letjelica za proučavanje Sunca?

Odgovor:

Letjelicom Ulysses Sunce se proučava iz jedinstvene Sunčeve polarne orbite. Za

postavljenje letjelice u tu orbitu upotrebljen je poseban manevar potpomognut

Jupiterovom gravitacijom, tzv. gravitacijska praćka, kako bi se izbacila iz ravnine

ekliptike i postavila u polarnu orbitu oko Sunca. Šestgodišnjom orbitom oko Sunca

znanstvenicima je omogućeno promatranje naše zvijezde iz jedinstvenih kutova kako

tijekom mirnog tako i tijekom turbulentnog razdoblja, odnosno Sunčevog minimuma i

maksimuma. Letjelica je takoĎer napravila prva direktna mjerenja meĎuzvjezdanih

čestica prašine i meĎuzvjezdanih atoma helija u Sunčevu sustavu te otkrila kako je

magnetno polje Sunca rasporeĎeno po geografskim širinama. Tijekom

osamnaestogodišnje misije, Ulysses je opisao gotovo tri pune orbite oko Sunca. Letjelica

je omogućila proučavanje galaktičkog kozmičkog zračenja, visoko energetskih čestica

nastalih u Sunčevim olujama, Sunčeva vjetra, snimanje sastavnih dijelova heliosfere u

prostoru, a zahvaljujući dugovječnosti misije omogućeno proučavanje Sunca u periodu

duţem nego ikad prije.

5. Koliko vremena je vremena potrebno da čestice oblaka ioniziranog plina izbačenog

erupcijama na Suncu stignu do Zemlje, ako im je brzina 2 800 km/s? Odnosno koliko je

vremena preostaje astronautima za odlazak u zaštićenije dijelove ISS-a i zaštitu

elektroničkih sustava? Udaljenost Sunca od Zemlje je pribliţno udaljeno 150 milijuna

kilometara.

Rješenje:

8

2800 km/s

1 5 10 km

?

v

s ,

t

53571s 14 88 h

sv

t

st

v

t ,

52

6. Kojim ureĎajima je moguće proučavati svojstva plazme na temperaturi od 10 do 20

milijuna kelvina? U kojem dijelu elektromagnetskog spektra takva plazma zrači i u kojim

ju procesima i pojavama na Suncu nalazimo?

Odgovor:

- Plazmu na tako visokoj temperaturi nalazimo u Sunčevim bljeskovima, a zrači u

tvrdom rendgenskom području, ponekad i gama zračenjem.

Za proučavanje se moţe koristiti Braggov kristalni spektrometar sa zakrivljenim

kristalima germanija (BCS - Yohkoh). Pomoću njega dobivamo podatke o

temperaturi, gustoći i gibanju plazme. Princip rada ovog ureĎaja temelji se na

Braggovom zakonu i difrakciji rendgenskih zraka na kristalima. Osim toga ovakva

plazmu proučavaju instrumenti HXT na letjelici Yohkoh i i teleskop RHESSI.

7. Što se proučava teleskopom EIT na letjelici SOHO?

Odgovor:

- Teleskopom je moguće snimati plazmu u niţoj koroni, prijelaznom području i

kromosferi na temperaturama izmeĎu 80 000 i 2 500 000°C. Na tim temperaturama

plazma zrači spektralne linije koje odgovaraju valnim duljinama zračenja više

kromosfere, a one su redom 30,4, 28,4, 19,5 i 17,1 nm.

8. Koji je zadatak teleskopa RHESSI, opiši princip njegova rada?

Odgovor:

- Zadatak letjelice je snimiti oštre slike Sunčevih bljeskova u rendgenskom i gama

dijelu spektra na energijama od 3 keV do 15 MeV. Za veći dio ovog spektra

elektromagnetskog zračenja nema poznatog materijala kojim bi se to zračenje

uspješno odbijalo ili lomilo, kao što se to čini s vidljivom svjetlosti u zrcalima i

lećama. Ovaj problem je riješen selektivnim blokiranjem fotona rendgenskog

zračenja tako da ono ovisi o smjeru iz kojeg fotoni dolaze. Ovaj ureĎaj nazvan je

„modulacijski kolimator“, a načinjen je od dvaju široko razmaknutih rešetki

postavljenih ispred detektora rendgenskog zračenja. Rešetke načinjene od molibdena

koji uspješno blokira rendgenske zrake, sastoje se od velikog broja paralelnih letvica i

proreza. Iza para rešetki nalazi se detektor od kristala germanija visoke čistoće, koji

biljeţi točno vrijeme i energiju fotona koji su prošli kroz obje rešetke. To su

poluvodički detektori u kojima se oslobaĎaju elektroni i šupljine. Budući da otkrivaju

53

energiju fotona, koriste se u spektroskopiji. Ovom metodom dobivaju se informacije

o izvoru rendgenskog zračenja njegovu smjeru, veličini, obliku, snazi, odnosno

dovoljno informacija potrebnih za stvaranje oštre slike Sunčevih bljeskova.

9. Što je otkriveno letjelicom HINODE?

Odgovor:

- Hinodeom su otkrivene sloţene tvorevine, gibanje i uvijanje u Sunčevoj kromosferi,

za koju se prije mislilo da je puno jednostavnija i mirnija. Promatranja prominencija

pokazala su nam da su i te pojave puno sloţenije i dinamičnije. Fotografije visoke

rezolucije otkrile su velike rastuće perjanice iz baze prominencije, odnosno tokove

plazme koja se uzdiţe i pada te sloţene vrtloge plazme.

10. Kako se objašnjava postojanje magnetskog polja Sunca i kakav je utjecaj polja na pojave

na Suncu?

Odgovor:

- Magnetsko polje Sunca proizvedeno je sloţenim strujanjima Sunčeve plazme u

konvektivnoj zoni i na granici radijativne i konvektivne zone. Proizvodi se neprestano

tzv. dinamo mehanizmom, podrţavanom konvekcijom i zvjezdanom vrtnjom. Polje

se neprestano razvija i mijenja oblike. Na početku ciklusa aktivnosti polje je slabo i

ima oblik dipolnog polja kao kod štapićastog magneta postavljenog u os vrtnje. Zbog

diferencijalne rotacije polje se deformira i silnice se izduţuju u blizini ekvatora – gdje

je kutna brzina u cijeloj konvektivnoj zoni veća, a zaostaju podalje od ekvatora – gdje

je brzina manja. U podfotosferskim slojevima polje se razvija u niz petlji i ono

postaje prstenasto. Stalnom proizvodnjom i jačanjem polja nastaje uzgon plazme u

prstenastoj cijevi sila, silnice probijaju površinu u obliku petlje. Uzlazni smjer silnice

označuje sjeverni polaritet, silazni smjer označuje juţni polaritet. Zato su pjege

pratilica i vodilica različitih polariteta. Na suprotnoj polutki polaritet je suprotan.

Jačanjem polja pojavljuje se veći broj pjega, aktivnih područja s bakljama te brojni

eksplozivni procesi, eruptivne prominencije, bljeskovi i koronini izbačaji. Plin u

jakom i sloţenom magnetskom polju nije u ravnoteţi već je nestabilan. Eksplozivnim

procesima troši se nagomilana energija magnetskog polja, koje se pojednostavljuje i

prazni. Najdinamičniji procesi zbivaju se krajem maksimuma ciklusa aktivnosti,

označenog maksimumom broja pjega. U sljedećem su ciklusu polariteti magnetskog

polja izmijenjeni. Najočitija manifestacija Sunčeva magnetskog polja jesu pjege.

54

Pjega je hladnija od okolne fotosfere što je posljedica i do deset tisuća puta jačeg

magnetskog polja (0,4 T). Tim jakim magnetskim poljem onemogućena je konvekcija

i slobodno gibanje plina, a samim time i dotok topline iz Sunčeva središta. U

području pjege zapaţa se poseban tok plina. Plin teče od sjene kroz polusjenu prema

van brzinom do 2 km/s, a zatim ponire. S druge strane, iz korone plin utječe u pjegu.

Tu je pojavu nazivamo Evershedov učinak.

11. Koji je zadatak NASA-ine misije STEREO, po čemu je ona posebna?

Odgovor:

- To je misija koja se sastoji od dviju letjelica (STEREO-A i STEREO-B) koje se

udaljavaju jedna od druge na svojim putanjama oko Sunca. Trebale bi otkriti

trodimenzionalnu strukturu koroninih izbačaja te nam pomoći razumjeti zašto i kako

se dogaĎaju. STEREO A i B su ključne letjelice u floti satelita za svemirsku

prognozu. Omogućavaju brţe i preciznije upozoravanje na dolazak direktnih izbačaja

u smjeru Zemlje zahvaljujući svom jedinstvenom pogledu sa strane.

12. Kolika je prosječna brzina kojom se letjelice STEREO meĎusobno udaljavaju jedna od

druge, ako znamo da se godišnje jedna od druge udalje u suprotnim smjerovima za 44°, a

nalaze se u orbitama bliskim Zemljinoj odnosno na udaljenosti 1,5·108 km od Sunca?

Rješenje:

8

1god 8760 h

44

1 5 10 km

?

t

r ,

v

360

442

rs

t

sv 2 44

360

13143 1km/h

rv

t

v ,

55

5. Zakljuĉak

Cilj ovog rada bio je kronološki navesti i opisati letjelice za proučavanje Sunca i heliosfere,

objasniti njihovu ulogu i vaţnost u proučavanju Sunca. Kronološki je opisan njihov razvoj i

napredak u proučavanju. Osim toga rad se bavi pojavama i fizikalnim procesima na Suncu koje

je bilo nuţno navesti i opisati kako bi se lakše mogao shvatiti način djelovanja pojedinih

instrumenata na letjelicama i poloţaj letjelica u svemiru odnosno njihove pripadajuće orbite.

Pretpostavka je da će ovaj rad moći posluţiti za ilustraciju i pouku pri izvoĎenju dodatne (ili čak

i redovne nastave, ako to mogućnosti satnice budu dozvoljavale) nastave fizike u osnovnoj školi

pa se u njemu nalaze pitanja i zadatci primjereni tom školskom uzrastu.

Letjelice su omogućile vaţan napredak u proučavanju Sunca i heliosfere iz razloga što se brojne

pojave na Suncu bez njih ne bi mogle uočiti niti proučavati. Kontinuirano proučavanje korone i

koroninih izbačaja koji putuju prema Zemlji gotovo pa je nemoguće bez tih sad već

mnogobrojnih letjelica. Na letjelicama se nalaze instrumenti koji detektiraju ultraljubičasto,

rendgensko i gama zračenje Sunca koja ne dopiru na površinu Zemlje, a upravo nam ona otkriva

najviše informacija o našoj zvijezdi i pojavama na njoj. Osim toga koriste i detektore radio

zračenja , detektore čestica i magnetometre kojima se mjeri vrlo sloţeno i dinamično magnetsko

polje Sunca.

Letjelice za proučavanje Sunca i heliosfere sve više dobivaju na vaţnosti zbog potrebe zaštite

čovjekovih sloţenih i vrlo skupih tehnoloških sustava razvijenih u posljednjih nekoliko

desetljeća. Zbog navedenog ulaganje će u ova istraţivanja i točniju svemirsku prognozu u

budućnosti sigurno biti sve veća, tome će sigurno pridonijeti i u zadnje vrijeme povećan interes

javnosti za ova pitanja pobuĎen povećanom paţnjom raznih medija za ovu problematiku.

Primijetio sam da informacije koje se tim putem dolaze široj javnosti vrlo često nisu znanstveno

utemeljene nego više senzacionalističke. Iz tog je razloga učenicima dosta često potrebno

ispravljati pogrešne zaključke do kojih su došli zahvaljujući informacijama iz tih izvora.

56

Literatura

Berić, Frleţ, Kovačević, Rabuzin, Tadelj, Vršnak, (1982.), Astronomija – metode promatranja i

proučavanja Sunca, planeta, promjenjivih zvijezda i meteora, Zagreb: Narodna tehnika Hrvatske

Schwenn, R., (2006), Space Weather: The Solar Perspective, Living Rev. Solar Phys., 2,

[Internet], http://www.livingreviews.org/lrsp-2006-2

Hoyle, F., (2005), Astronomija, Split: Marijan tisak

Pfaff, Robert F. Jr, (2001.), The FAST Mission, Space Science Reviews, [internet],

books.google.com

Vujnović, V., (2010.), Astronomija 2, 3. Izdanje, Zagreb: Školska Knjiga

Vujnović, V., (1997.), Astronomija za učenike osnovne škole, Zagreb: Element

Vujnović, V., (2004.), Rječnik astronomije i fizike svemirskog prostora, Zagreb: Školska Knjiga

Internet stranice:

http://astro.fdst.hr/

http://www.astronautix.com/

http://www.ssl.berkeley.edu/

http://www.britannica.com/

http://www.encyclopedia.com

http://events.eoportal.org/

http://www.esa.int/esaCP/index.html

http://gcmd.nasa.gov/

http://www.hilger-crystals.co.uk/

http://www.isas.ac.jp/e/index.shtml

http://imagine.gsfc.nasa.gov/index.html

57

http://www.jaxa.jp/index_e.html

http://www.jpl.nasa.gov/

http://www.livingreviews.org/

http://www.lmsal.com/

http://lasp.colorado.edu/home/

http://web.mit.edu/space/www/

http://www.nasa.gov/

http://ncar.ucar.edu/home

http://www.nso.edu/

http://www.phy6.org/

http://solarscience.msfc.nasa.gov.

http://www-pi.physics.uiowa.edu/

http://solar-heliospheric.engin.umich.edu/

http://solar.physics.montana.edu/sol_phys/

http://solarviews.com/

http://smm.hao.ucar.edu/smm/smmcp_cme.html

http://www.spaceweather.com

http://www.srl.caltech.edu/

http://sunearthday.nasa.gov

http://www.svemir.org/

http://www.wikipedia.org/wiki/Sun

http://www.zvjezdarnica.com

58

Životopis

RoĎen sam 19. travnja 1981. g. u Novoj Gradiški i trenutno ţivim u Cerniku. Nakon završene

osnovne škole „Matija Gubec“ u Cerniku 1996. g. upisujem opću gimnaziju u Novoj Gradiški.

Po završetku srednje škole, 2000. g., upisujem studij Fizike i politehnike na Pedagoškom

fakultetu u Osijeku.