الفلك

ما الأساس المنطقي وراء الألوان الزائفة في صور المراقبة الشمسية؟

ما الأساس المنطقي وراء الألوان الزائفة في صور المراقبة الشمسية؟

غالبًا ما يتم تلوين الصور من SOHO و SDO والمراصد الشمسية الأخرى بشكل مختلف باختلاف الأطوال الموجية أو درجات الحرارة: http://www.nasa.gov/mission_pages/sunearth/science/Sun-Wavelength-Chart.html له عبارات مثل "هذا الضوء ينبعث من منطقة الانتقال العليا والكروموسفير وعادة ما يكون ملونًا باللون الأحمر."

كيف يتم تحديد درجة الحرارة أو الطول الموجي الذي يتم تحديد اللون؟

هل هو ببساطة حتى يتمكن العلماء من معرفة درجة الحرارة أو الطول الموجي الذي تظهره الصورة على الفور ، أم أن الألوان محسّنة لإظهار ميزات معينة؟

ولماذا توجد حلقة أو دائرة بيضاء في مظلة الشمس في بعض صور SOHO ، ولماذا تختلف الأحجام مقارنة بالقرص في الصورتين أعلاه؟


بعض الصور المعروضة في سؤالك هي ليس ملون أو ملون ، ليس لونًا مزيفًا ؛ إنه اللون الحقيقي. تظهر العمليات الحسابية التي تم إجراؤها لإنتاج ألوان خاطئة يتم استخدامها في مجموعات بيانات الصور الملونة في ملف aia_lct.pro ، حيث يتم توفير قيم RGB الدقيقة.

عند اختيار لون خاطئ ، يتم القيام بذلك (بالنسبة لـ SDO وبعض الصور الأخرى) باستخدام جداول الألوان القياسية لـ AIA (والتي يتم إنشاؤها في ملف aia_lct.pro).

معلومات عن "دليل VSO لتحليل بيانات SDO" (.بي دي إف) ، في الصفحة 46 ، يصف استخدام الإجراءات الفرعية في ملف التعليمات البرمجية المصدر sdo / aia / idl / calibration / aia_colors.pro من http://www.heliodocs.com/ أو عرض "تثبيت Solarsoft" للإصدارات الجاهزة للتشغيل و مزيد من المعلومات.

راجع القسم 6.6.1 "استخدام مقياس AIA القياسي والألوان" للحصول على معلومات إضافية حول وظيفة aia_colors.pro. تحتوي مقدمة هذا الدليل على معلومات وروابط إضافية حول مهمة SDO.


فيما يلي وصف للألوان التي تستخدمها ناسا لأطوال موجية مختلفة (باستخدام جداول الألوان القياسية لـ AIA):

مصدر العرض: https: //sdo.gsfc.nasa.gov/data/aiahmi/

التلسكوبات

هذه صفحة ويب تعرض الصور في سؤالك بأحجام مختلفة ، بما في ذلك فيلم مدته 48 ساعة لكل منها.


الطيف الكهرومغناطيسي الكامل:

الطيف المرئي ، بما في ذلك أحرف خط Fraunhofer وأرقام الطول الموجي:

خطوط فراونهوفر هي خطوط امتصاص طيفية نموذجية. خطوط الامتصاص هي خطوط داكنة ، مناطق ضيقة ذات شدة منخفضة ، ناتجة عن امتصاص الفوتونات أثناء مرور الضوء من المصدر إلى الكاشف. في الشمس ، خطوط فراونهوفر هي نتيجة للغاز في الغلاف الضوئي ، المنطقة الخارجية للشمس. غاز الفوتوسفير أبرد من المناطق الداخلية ويمتص الضوء المنبعث من تلك المناطق.

إليك تردد الطول الموجي لكل عنصر من عناصر الاهتمام:



يقبل كل مرشح نطاقًا ضيقًا له استخدام محدد وخصائص محددة. تكون المرشحات أكثر تكلفة عندما يكون النطاق الترددي ضيقًا جدًا ، وتكون المرشحات أحادية التردد غير ضرورية وغير ميسورة التكلفة.

يتم استخدام نطاقات تردد مختلفة من الطيف لحل الجوانب المختلفة للكائن الذي يتم ملاحظته ، وبالمثل يتم استخدام عروض نطاق مختلفة لتعزيز هذه الميزات.

سرد عرض النطاق الترددي لكل مرشح والنتائج المتوقعة ستكون شاملة ، وموقع ويب واحد يقدم مثل هذه المعلومات لكل من المرشحات الخاصة بهم هو Daystar حيث تؤكد صفحة مقارنة المرشحات الخاصة بهم بالفعل أنه يمكن عرض الشمس بالأبيض والأسود باستخدام مستشعر أحادي اللون. عندما تريد دمج قنوات متعددة يصبح استخدام اللون ضروريًا.

فيما يلي مثال على الاختلافات بين عرض النطاق الترددي لمرشح ألفا الهيدروجين (خط طيفي مرئي عميق في سلسلة Balmer بطول موجي 656.28 نانومتر):

  • ستكشف المرشحات ذات النطاق الترددي 0.8 أنجستروم عن بروز في التباين العالي

  • ستكشف المرشحات ذات النطاق الترددي 0.7 أنجستروم عن بروز في التباين العالي وفي بعض الأحيان ، نسيج السطح. تكون البروزات بشكل عام أكبر مع مرشحات .7Å عنها في عرض النطاق الترددي الضيق

  • ستكشف المرشحات ذات النطاق الترددي 0.6 أنجستروم بعض التباين السطحي بالإضافة إلى البروز. يمكن أن يكون عامل التصفية .6Å حلاً وسطاً جيداً لمن لديهم قرار صعب

  • ستكشف الفلاتر ذات النطاق الترددي 0.5 أنجستروم عن تباين أفضل للسطح بالإضافة إلى بروز كبيرة

  • ستكشف الفلاتر ذات النطاق الترددي 0.4 أنجستروم عن تباين سطحي ممتاز بالإضافة إلى تفاصيل دقيقة من الكروموسفير

  • ستكشف المرشحات ذات النطاق الترددي 0.3 أنجستروم عن تباين السطح الفائق فوق أي مرشح آخر. وجهات النظر بشكل عام باهتة إلى حد ما. توقع تفاصيل "رقيقة بالقلم الرصاص" على السطح والميزات البارزة

هو النطاق الترددي المستخدم لاشتقاق التباين وليس التلوين.


مرصد الديناميكا الشمسية SDO (مرصد الديناميكا الشمسية) عبارة عن مركبة فضائية شبه مستقلة تشير إلى الشمس وتسمح برصد مستمر تقريبًا للشمس. على عكس العين البشرية التي تستخدم قضبان وأقماع ، تستخدم SDO 3 أدوات:

  • تقوم AIA (مجموعة التصوير الجوي) بتصوير الغلاف الجوي الشمسي بأطوال موجية متعددة لربط التغييرات في السطح بالتغيرات الداخلية. تتضمن البيانات صورًا للشمس في 10 أطوال موجية كل 10 ثوانٍ.

  • تقيس EVE (Extreme Ultraviolet Variability Experiment) إشعاع الشمس فوق البنفسجي الشديد مع دقة طيفية محسّنة و "إيقاع زمني" ودقة ودقة على القياسات السابقة التي تم إجراؤها بواسطة TIMED SEE و SOHO و SORCE XPS.

  • يدرس HMI (المصور الشمسي والمغناطيسي) التباين الشمسي ويميز باطن الشمس والمكونات المختلفة للنشاط المغناطيسي. ينتج HMI بيانات لتحديد المصادر والآليات الداخلية للتغير الشمسي وكيف ترتبط العمليات الفيزيائية داخل الشمس بالمجال المغناطيسي السطحي والنشاط.

  • تستخدم مركبة ماجلان رادار الفتحة التركيبية موجات الراديو وليس الضوء المرئي صورة كائنات الخريطة. تم تعيين فسيفساء الرادار ذي الفتحة الاصطناعية من ماجلان من الدورة الأولى لرسم خرائط ماجلان على شبكة مستطيلة الشكل وخطوط الطول لإنشاء هذه الصورة. تمتلئ فجوات البيانات ببيانات قياس الارتفاع Pioneer Venus Orbiter ، أو قيمة متوسطة المدى ثابتة. يتم استخدام الألوان المحاكية لتحسين البنية صغيرة الحجم. تعتمد الأشكال المحاكاة على الصور الملونة التي سجلتها المركبة الفضائية السوفيتية Venera 13 و 14. تم إنتاج الصورة بواسطة مشروع تصور النظام الشمسي وفريق ماجلان العلمي في مختبر معالجة الصور متعدد الإرسال في مختبر الدفع النفاث.

    وبالمثل ، يتم تلوين بيانات SDO خارج الطيف المرئي للسماح للأجزاء غير المرئية من الطيف الكهرومغناطيسي (وتسجيلات مقياس المغناطيسية) بالتصوير بالعين البشرية في صورة سهلة الهضم بدلاً من تقديم مجموعة بيانات كبيرة من الأرقام لعامة الناس.

  • الطيف المرئي هو جزء من الطيف الكهرومغناطيسي المرئي للعين البشرية. الإشعاع الكهرومغناطيسي في هذا النطاق من الأطوال الموجية يسمى الضوء المرئي أو الضوء ببساطة. تستجيب العين البشرية النموذجية للأطوال الموجية من حوالي 390 إلى 700 نانومتر. من حيث التردد ، هذا يتوافق مع نطاق بالقرب من 430-770 THz.

    ومع ذلك ، لا يحتوي الطيف على جميع الألوان التي يمكن للعين البشرية والدماغ أن تميزها. الألوان غير المشبعة مثل اللون الوردي أو البنفسجي مثل البنفسجي ، غائبة ، على سبيل المثال ، لأنه لا يمكن صنعها إلا بمزيج من الأطوال الموجية المتعددة. تسمى الألوان التي تحتوي على طول موجي واحد فقط ألوان نقية أو ألوان طيفية.

س: كيف يتم تحديد درجة الحرارة أو الطول الموجي الذي يتم تحديد اللون؟

هل هو ببساطة حتى يتمكن العلماء من معرفة درجة الحرارة أو الطول الموجي الذي تظهره الصورة على الفور ، أم أن الألوان محسّنة لإظهار ميزات معينة؟

لم يتم تحسين الألوان لإظهار ميزات معينة أو توفير تباين. ملف aia_lct.pro هو المكان الذي يتم فيه حساب قيم RGB الدقيقة ، انظر أعلى هذه الإجابة.

س: ولماذا توجد حلقة أو دائرة بيضاء في مظلة الشمس في بعض صور SOHO ، ولماذا تختلف الأحجام مقارنة بالقرص في الصورتين أعلاه؟

يحجب كوروناجراف الشمس بقرص خفي ليكشف عن الهياكل الأكثر خفوتًا في الغلاف الجوي للشمس. في بعض الأحيان يتم دمج صور متعددة لإزالة القرص وتوفير صورة غير مشوهة.

لا تستخدم الزاوية الكبيرة والقياس الطيفي Coronagraph (LASCO) في المرصد الشمسي والهيليوسفير (SOHO) أحدث التقنيات ، وأحيانًا تكون هناك اضطرابات في الصور.

هناك نوعان من الاضطرابات التي تحدث بشكل متكرر:

  1. حالات التعتيم والبياض ، في خطوط متقطعة ، أو أشكال تشبه الدائرة ، أو فوق الصورة بأكملها. إنها ناتجة عن صندوق الإلكترونيات. لم يكن هناك تحديث للبرامج الثابتة مطلقًا ، حيث تم اعتبار تغيير برنامج الرحلة أمرًا حساسًا للغاية.

  2. بكسلات بالأبيض والأسود ، تحدث في أنماط ، بدون نقش أو بمفردها. هذه "الكتل المفقودة" هي تسربات القياس عن بعد ، بسبب التداخل اللاسلكي أو اضطراب في نقل البيانات إلى مركز جودارد لرحلات الفضاء.


[قد يستفيد القسم أدناه من المزيد من التحرير إذا طلبت OP ذلك.]


AIA 193

تسلط هذه القناة الضوء على الغلاف الجوي الخارجي للشمس - وتسمى الهالة - وكذلك بلازما التوهج الساخن. ستظهر هنا المناطق النشطة الحارة والتوهجات الشمسية والانبعاثات الكتلية الإكليلية الساطعة. المناطق المظلمة - تسمى الثقوب الإكليلية - هي الأماكن التي ينبعث فيها القليل جدًا من الإشعاع ، ومع ذلك فهي المصدر الرئيسي لجزيئات الرياح الشمسية.

حيث: الاكليل والبلازما الساخنة

الطول الموجي: 193 أنجستروم (0.0000000193 م) = الأشعة فوق البنفسجية الشديدة

الأيونات الأولية المرئية: 11 مرة من الحديد المتأين (Fe XII)

درجة الحرارة المميزة: 1.25 مليون كلفن (2.25 مليون فهرنهايت)


AIA 304

هذه القناة جيدة بشكل خاص في إظهار المناطق التي توجد فيها أعمدة بلازما كثيفة أكثر برودة (خيوط وبروزات) فوق السطح المرئي للشمس. العديد من هذه الميزات إما لا يمكن رؤيتها أو تظهر كخطوط مظلمة في القنوات الأخرى. تظهر المناطق المضيئة الأماكن التي تكون فيها البلازما عالية الكثافة.

حيث: منطقة الكروموسفير العليا والمنطقة الانتقالية السفلى

الطول الموجي: 304 أنجستروم (0.0000000304 م) = الأشعة فوق البنفسجية الشديدة

رؤية الأيونات الأولية: الهليوم المتأين الفردي (He II)

درجة الحرارة المميزة: 50،000 كلفن (90،000 فهرنهايت)


AIA 171

هذه القناة جيدة بشكل خاص في إظهار الحلقات الإكليلية - الأقواس الممتدة من الشمس حيث تتحرك البلازما على طول خطوط المجال المغناطيسي. ألمع النقاط التي نراها هنا هي المواقع التي يكون فيها المجال المغناطيسي بالقرب من السطح قويًا بشكل استثنائي.

المكان: منطقة هالة هادئة ومنطقة انتقالية عليا

الطول الموجي: 171 أنجستروم (0.0000000171 م) = الأشعة فوق البنفسجية الشديدة

الأيونات الأولية المرئية: 8 مرات الحديد المتأين (Fe IX)

درجة الحرارة المميزة: 1 مليون كلفن (1.8 مليون فهرنهايت)


AIA 211

تسلط هذه القناة (وكذلك AIA 335) الضوء على المنطقة النشطة من الغلاف الجوي الخارجي للشمس - الهالة. ستظهر هنا المناطق النشطة والتوهجات الشمسية والانبعاثات الكتلية الإكليلية لامعة. المناطق المظلمة - تسمى الثقوب الإكليلية - هي الأماكن التي ينبعث فيها القليل جدًا من الإشعاع ، ومع ذلك فهي المصدر الرئيسي لجزيئات الرياح الشمسية.

المكان: المناطق النشطة من الاكليل

الطول الموجي: 211 أنجستروم (0.0000000211 م) = الأشعة فوق البنفسجية الشديدة

الأيونات الأولية المرئية: 13 مرة من الحديد المتأين (Fe XIV)

درجة الحرارة المميزة: 2 مليون كلفن (3.6 مليون فهرنهايت)


AIA 131

تم تصميم هذه القناة (بالإضافة إلى AIA 094) لدراسة التوهجات الشمسية. يقيس درجات الحرارة شديدة الحرارة حوالي 10 مليون كلفن (18 مليون فهرنهايت) ، بالإضافة إلى البلازما الباردة حوالي 400.000 كلفن (720.000 فهرنهايت). يمكن أن تلتقط صورًا كل ثانيتين (بدلاً من 10) في مجال رؤية منخفض لإلقاء نظرة على التوهجات بمزيد من التفاصيل.

المكان: اشتعال مناطق الهالة

الطول الموجي: 131 أنجستروم (0.0000000131 م) = الأشعة فوق البنفسجية الشديدة

الأيونات الأولية المرئية: 20 و 7 مرات من الحديد المتأين (Fe VIII ، Fe XXI)

درجات الحرارة المميزة: 10 مليون كلفن (18 مليون فهرنهايت)


AIA 335

تسلط هذه القناة (بالإضافة إلى AIA 211) الضوء على المنطقة النشطة من الغلاف الجوي الخارجي للشمس - الهالة. ستظهر هنا المناطق النشطة والتوهجات الشمسية والانبعاثات الكتلية الإكليلية لامعة. المناطق المظلمة - أو الثقوب الإكليلية - هي الأماكن التي ينبعث فيها القليل جدًا من الإشعاع ، ومع ذلك فهي المصدر الرئيسي لجزيئات الرياح الشمسية.

المكان: المناطق النشطة من الاكليل

الطول الموجي: 335 أنجستروم (0.0000000335 م) = الأشعة فوق البنفسجية الشديدة

الأيونات الأولية المرئية: 15 مرة من الحديد المتأين (Fe XVI)

درجة الحرارة المميزة: 2.8 مليون كلفن (5 ملايين فهرنهايت)


AIA 094

تم تصميم هذه القناة (بالإضافة إلى AIA 131) لدراسة التوهجات الشمسية. يقيس درجات الحرارة شديدة الحرارة حوالي 6 ملايين كلفن (10.8 مليون فهرنهايت). يمكن أن تلتقط صورًا كل ثانيتين (بدلاً من 10) في مجال رؤية منخفض لإلقاء نظرة على التوهجات بمزيد من التفاصيل.

المكان: احتراق مناطق الهالة

الطول الموجي: 94 أنجستروم (0.0000000094 م) = الأشعة فوق البنفسجية الشديدة / الأشعة السينية اللينة

الأيونات الأولية المرئية: 17 مرة من الحديد المتأين (Fe XVIII)

درجة الحرارة المميزة: 6 مليون كلفن (10.8 مليون فهرنهايت)


AIA 1600

غالبًا ما تعرض هذه القناة (بالإضافة إلى AIA 1700) نمطًا يشبه الويب للمناطق المضيئة التي تبرز الأماكن التي تتركز فيها حزم خطوط الحقول المغناطيسية. ومع ذلك ، ستظهر مناطق صغيرة بها الكثير من خطوط الحقول باللون الأسود ، وعادة ما تكون بالقرب من البقع الشمسية والمناطق النشطة.

المكان: المنطقة الانتقالية والفوتوسفير العلوي

الطول الموجي: 1600 أنجستروم (0.00000016 م) = الأشعة فوق البنفسجية البعيدة

الأيونات الأولية المرئية: الكربون المتأين ثلاث مرات (C IV) و Continuum

درجات الحرارة المميزة: 6000 كلفن (11000 فهرنهايت) و 100000 كلفن (180.000 فهرنهايت)


AIA 1700

غالبًا ما تعرض هذه القناة (بالإضافة إلى AIA 1600) نمطًا يشبه الويب للمناطق المضيئة التي تبرز الأماكن التي تتركز فيها حزم خطوط الحقول المغناطيسية. ومع ذلك ، ستظهر مناطق صغيرة بها الكثير من خطوط الحقول باللون الأسود ، وعادة ما تكون بالقرب من البقع الشمسية والمناطق النشطة.

حيث: درجة الحرارة الدنيا والفوتوسفير

الطول الموجي: 1700 أنجستروم (0.00000017 م) = الأشعة فوق البنفسجية البعيدة

شوهدت الأيونات الأولية: الاستمرارية

درجة الحرارة المميزة: 6000 كلفن (11000 فهرنهايت)


مركب AIA 211 ، 193 ، 171

تجمع هذه الصورة بين ثلاث صور بدرجات حرارة مختلفة ولكنها متشابهة جدًا. يتم تعيين الألوان بشكل مختلف عن الصور الفردية. هنا AIA 211 باللون الأحمر ، AIA 193 باللون الأخضر ، و AIA 171 باللون الأزرق. كل منها يسلط الضوء على جزء مختلف من الهالة.


مركب AIA 304 ، 211 ، 171

تجمع هذه الصورة بين ثلاث صور بدرجات حرارة مختلفة تمامًا. يتم تعيين الألوان بشكل مختلف عن الصور الفردية. هنا AIA 304 باللون الأحمر (يظهر الكروموسفير) ، AIA 211 باللون الأخضر (كورونا) ، و AIA 171 باللون الأزرق الداكن (كورونا).


مجمع AIA 094 ، 335 ، 193

تجمع هذه الصورة بين ثلاث صور بدرجات حرارة مختلفة. يتم تعيين لون لكل صورة ، وليست هي نفسها المستخدمة في الصور الفردية. هنا AIA 094 باللون الأحمر ، AIA 335 باللون الأخضر ، و AIA 193 باللون الأزرق. كل منها يسلط الضوء على جزء مختلف من الهالة.


[لا تحتوي صفحة الويب على نافذة معلومات منبثقة لـ: AIA 171 & HMIB]


HMI Magnetogram

هذه الصورة مأخوذة من HMI ، وهي أداة أخرى على SDO. يُظهر اتجاهات المجال المغناطيسي بالقرب من سطح الشمس. تشير المناطق البيضاء والسوداء إلى أقطاب مغناطيسية متعاكسة ، حيث يظهر اللون الأبيض قطبية شمالية (خارجية) وأسود تظهر قطبية جنوبية (داخلية).

المكان: الغلاف الضوئي

الطول الموجي: 6173 أنجستروم (0.0000006173 م) = مرئي (برتقالي)

الأيونات الأولية المرئية: الحديد المحايد (Fe I)

درجة الحرارة المميزة: 6000 كلفن (11000 فهرنهايت)


الرسم المغناطيسي الملون HMI

هذه الصورة مأخوذة من HMI ، وهي أداة أخرى على SDO. يُظهر اتجاهات المجال المغناطيسي بالقرب من سطح الشمس. تشير المناطق البيضاء والسوداء إلى أقطاب مغناطيسية متعاكسة ، حيث يظهر اللون الأبيض قطبية شمالية (خارجية) وأسود تظهر قطبية جنوبية (داخلية).

حيث: Photosphere

الطول الموجي: 6173 أنجستروم (0.0000006173 م) = مرئي (برتقالي)

الأيونات الأولية المرئية: الحديد المحايد (Fe I)

درجة الحرارة المميزة: 6000 كلفن (11000 فهرنهايت)


[لا تحتوي صفحة الويب على نافذة معلومات منبثقة لـ: HMI Intensitygram - ملونة]


[لا تحتوي صفحة الويب على نافذة معلومات منبثقة لـ: HMI Intensitygram - مسطح]


[لا تحتوي صفحة الويب على نافذة معلومات منبثقة لـ: HMI Intensitygram]


[لا تحتوي صفحة الويب على نافذة معلومات منبثقة لـ: HMI Dopplergram]


[لا تحتوي صفحة الويب على نافذة معلومات منبثقة لـ: HMI Intensitygram - High Cadence]


EVE / ESP و EVE / MEGS-P

يوضح هذا الرسم البياني سلسلة زمنية من 5 خطوط انبعاث EUV قوية ، مما يوضح مدى سطوع انبعاث التوهج عند هذه الانبعاثات المختلفة. تظهر أيضًا القيمة المظلمة ، وهي كاشف ممنوع من رؤية الشمس ، والذي يُظهر جزيئات نشطة من الشمس يمكنها اختراق أداة EVE وتسبب تعدادات خاطئة. سيزداد هذا الصمام الثنائي الداكن أثناء العواصف الشمسية.

حيث: الإشعاع الشمسي (الشمس الكاملة)




شاهد الفيديو: Covid-19, Inenting en Ivermectin Gesprek met Dr. Johan Nel van Universiteit Stellenbosch (شهر اكتوبر 2021).