Проект “Хелиофизика”

 

Проект „Хелиофизика“ e институтски проект на отдел „Слънце и Слънчева система“ на Института по астрономия с Национална астрономическа обсерватория (ИА и НАО) към Българска академия на науките.

Fig. 1

A coronal mass ejection (CME) blasted from the Sun (credit: NASA/ESA)

Слънцето е единствената звезда, повърхността на която и лежащата над нея атмосфера могат да бъдат изследвани в детайли. Това позволява да се наблюдават редица процеси на взаимодействие на слънчевата плазма с локалните магнитни полета, от различни времеви и пространствени мащаби и с различен баланс на маса и енергия. Сложният комплекс от тези процеси в атмосферата на Слънцето за даден момент се нарича слънчева активност (СА).

Fig. 2

Илюстрация на въздействието на слънчевата активност върху Земята. Лявата част на фигурата е композирана от изображения, получени от Solar Dynamics Observatory spacecraft и Solar and Heliospheric Observatory на NASA (NASA’s Goddard Space Flight Center).

Като централно тяло на Слънчевата система, Слънцето чрез своята енергетика и прояви на СА определя физическите условия в междупланетната среда, и в частност тези в околоземното космическо пространство. Слънцето е основния, първичен източник и „двигател“ на т.нар. „космическо време” (КВ). Познаването на СА, специфичните и прояви, нейното изменение, цикличност и прогнозиране е от важно значение за прогнозите на космическо време и неговите въздействия върху различните аспекти на човешкия живот и технологиите.

Изследването на Слънцето и СА, в рамките на проект «Хелоифизика», е част от дейността на ИА с НАО. Изследванията обхващат широк клас от явления на СА като акцентът е поставен върху няколко основни научни теми.

Fig. 3

Спокоен протуберанс наблюдаван в Hα-линиата (6563 Å) с коронографа в НАО – Рожен и в EUV линиите 171 Å, 193 Å и 304 Å от Solar Dynamics Observatory на NASA.

1. Структура, динамиката и дестабилизацията на слънчеви протуберанси.
Изследване на физическата природа на процесите предизвикващи дестабилизация на спокоен протуберанс, водеща до осцилации на протуберанса или неговата ерупция.

Fig. 4

Изхвърляне на коронална маса от Слънцето, наблюдавано с инструмента LASCO на Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) през декември 2002 г.

2. Еруптивни процеси в слънчевата атмосфера – еруптивни протуберанси (ЕП), изхвърляния на коронална материя (ИКМ), слънчеви избухвания.
Изследване на явления във фотосферата и хромосферата, предхождащи еруптивен процес и определяне на надеждни предвестници за развитие на определен тип еруптивна неустойчивост. Определяне на физическата взаимовръзка между различните видове еруптивни прояви като възможност за създаване на краткосрочни прогнози за трите основни типа слънчеви ерупции, влияещи върху различни аспекти на космическия време.

Fig. 5

Циклично поведение на броя на слънчевите петна (число на Волф) в периода 1600-2010 г.

3. Циклично поведение на СА и нейното моделиране и прогнозиране.
Статистически изследвания на различни индекси (директни и косвени) на СА. Създаване на “геофизично ориентирани” статистически модели описващи връзката между мощните слънчеви ерупции и най-важните показатели на геомагнитната активност, измененията в атмосферата на Земята и различните групи инциденти в техническите инфраструктури.

Fig. 5

Структура на короната в бяла светлина (горе) в епохите на максимум и минимум на 23-я слънчев цикъл, по наши наблюдения на ПСЗ на 11 август 1999 г. и 29 март 2006 г.

4. Наблюдения на короната и протуберансите по време на пълни слънчеви затъмнения.
Изследване на физическите свойства и структурата на слънчевата корона на големи разстояния (до 30 Rсл) и особено ниската корона (под 2 Rсл), случаи, които са изключително трудна и несигурна задача при наблюдения с коронограф.

Fig.6

Проект за мониторинг на слънчевата активност със телескопитe в слънчевата кула на НАО-Рожен.

5. Наблюдения и мониторинг на слънчевите протуберанси и другите прояви на СА във фотосферата, хромосферата и короната на Слънцето.
Целта е освен мониторинга на протуберансите, действащ от 2006 г., да се започне такъв в бяла светлина, с помощта на 13-см слънчев рефрактор, за явленията на СА във фотосферата, а на по-късен етап и на диска на Слънцето в линията Hα – явленията в хромосферата. Крайната цел е разгръщане на пълноценна програма за синоптични наблюдения на СА.