الفلك

هل يعرف أي شخص تقنية الرسم البياني الحلقي وخط أنابيب التصوير الشمسي والمغناطيسي؟

هل يعرف أي شخص تقنية الرسم البياني الحلقي وخط أنابيب التصوير الشمسي والمغناطيسي؟

أنا أعمل على تقنية الرسم التخطيطي الحلقي وخط الأنابيب للتصوير الشمسي والمغناطيسي لمرصد ديناميكيات الطاقة الشمسية أو HMI ، لكنني لم أجد الكثير حول التفاصيل حول كيفية عمله أو كيفية الحصول على البيانات.

أعلم أن كل شيء يبدأ بقياس Dopplergrams ثم القيام بشيء ما يسمى إسقاط Postel ، ثم apodization ، ثم تحويل فورييه ثلاثي الأبعاد للحصول على أطياف الطاقة ثلاثية الأبعاد حيث يوجد شكلين من الضبط لكل حلقة على حدة (FITSC و FITSF ، كلاهما تم بواسطة خط أنابيب HMI).

أحتاج إلى مزيد من التفاصيل حول كيفية إجراء كل هذه العملية ، هل يعلم أحد؟ أو يمكن أن تشير لي بعض المراجع؟


الشبكات العصبية الخاضعة للإشراف لانعكاسات الرسم البياني الحلقي الشمسي

سياق الكلام. يعد انعكاس معلمات ملاءمة الحلقة للحصول على خرائط التدفق تحت السطحي في تحليل الرسم التخطيطي الحلقي لمدة ثماني سنوات من ملاحظات SDO مكلفًا حسابيًا ، ويتطلب ∼3200 ساعة من وحدة المعالجة المركزية. أهداف. في هذه الورقة ، نطبق تقنيات التعلم الآلي على خطوة الانعكاس لخط أنابيب المخطط الدائري من أجل تسريع العمليات الحسابية. على وجه التحديد ، نقوم بتدريب متنبئ للتدفقات تحت السطحية باستخدام معلمات الوضع المناسب ونتائج الانعكاس السابقة لتحل محل متطلبات الانعكاس المستقبلية. أساليب. نحن نستخدم الشبكات العصبية الاصطناعية (ANNs) كطريقة تعلم خاضعة للإشراف للتنبؤ بالتدفقات في البلاط الدائري بزاوية 15 درجة. نناقش كل خطوة من خطوات الطريقة المقترحة لتحديد النهج الأمثل. من أجل إثبات أن نتائج التعلم الآلي لا تزال تحتوي على التوقيعات الدقيقة الأساسية لدراسات الزيزم الشمسي المحلية ، نستخدم نتائج التعلم الآلي لدراسة موجات روسبي الاستوائية الشمسية المكتشفة مؤخرًا. نتائج. تعد ANN فعالة من الناحية الحسابية ، فهي قادرة على عمل تنبؤات تدفق مستقبلية لدوران Carrington بالكامل في غضون ثوانٍ ، وهو أسرع بكثير من ساعات وحدة المعالجة المركزية (31) الحالية. يتطلب التدريب الأولي للشبكات ∼3 ساعات من وحدة المعالجة المركزية. يمكن لشبكة ANN المدربة تحقيق خطأ جذر متوسط ​​التربيع يساوي تقريبًا نصف ما تم الإبلاغ عنه لانقلاب السرعة ، مما يدل على دقة التعلم الآلي (وربما المبالغة في تقدير الأخطاء الأصلية من خط أنابيب المخطط الدائري). وجدنا توقيع موجات روسبي الاستوائية في تدفقات التعلم الآلي التي تغطي ست سنوات من البيانات ، مما يدل على الحفاظ على إشارات السعة الصغيرة. يمكن استعادة موجات روسبي في خرائط تدفق التعلم الآلي من خلال دورة كارينجتون واحدة فقط (27.275 يومًا) من بيانات التدريب. الاستنتاجات. نوضح أنه يمكن تطبيق التعلم الآلي على انعكاس المخطط الدائري الحالي وأدائه بكفاءة أكبر. يتضمن العبء الحسابي للتعلم الآلي 3 ساعات من وحدة المعالجة المركزية للتدريب الأولي ، ثم حوالي 10-4 ساعات وحدة المعالجة المركزية للتنبؤات المستقبلية.


Antia، HM، Basu، S: 2001، التغيرات الزمنية لمعدل دوران الشمس عند خطوط العرض العالية. الفلك. جي ليت. 559، L67. DOI. إعلانات .

باسو ، إس ، أنتيا ، جلالة الملك: 2010 ، خصائص التدفقات الشمسية الأرضية أثناء دورة الطاقة الشمسية 23. الفلك. ج. 717، 488. DOI. إعلانات .

بوغارت ، RS: 2007 ، علم الشمس المحلي في خط أنابيب تحليل بيانات SDO HMI / AIA. أسترون. نشر. 328، 352. DOI.

Bogart، RS، Baldner، C.، Basu، S.، Haber، DA، Rabello-Soares، MC: 2011a، HMI ring diagram analysis I. خط أنابيب المعالجة. J. فيز. أسيوط. سر. 271، 012008. DOI. إعلانات .

Bogart، RS، Baldner، C.، Basu، S.، Haber، DA، Rabello-Soares، MC: 2011b، HMI ring diagram analysis II. منتجات البيانات. J. فيز. أسيوط. سر. 271، 012009. DOI. إعلانات .

Corbard ، T. ، Thompson ، M.J: 2002 ، التدرج الشعاعي تحت السطحي للسرعة الزاوية الشمسية من ملاحظات MDI f-mode. فيز للطاقة الشمسية. 205، 211. DOI. إعلانات .

Delaboudinière، J.-P.، Artzner، GE، Brunaud، J.، Gabriel، AH، Hochedez، JF، Millier، F.، Song، XY، Au، B.، Dere، KP، Howard، RA، Kreplin، R . ، Michels ، DJ ، Moses ، JD ، Defise ، JM ، Jamar ، C. ، Rochus ، P. ، Chauvineau ، JP ، Marioge ، JP ، Catura ، RC ، Lemen ، JR ، Shing ، L. ، Stern ، RA ، Gurman ، JB، Neupert، WM، Maucherat، A.، Clette، F.، Cugnon، P.، van Dessel، EL: 1995، EIT: Extreme-ultraviolet Imaging Telescope لمهمة SOHO. فيز للطاقة الشمسية. 162، 291. DOI. إعلانات .

González Hernández، I.، Komm، R.، Hill، F.، Howe، R.، Corbard، T.، Haber، DA: 2006. بيانات تصوير دوبلر. الفلك. ج. 638، 576. DOI. إعلانات .

González Hernández، I.، Kholikov، S.، Hill، F.، Howe، R.، Komm، R: 2008، دوران خط الطول تحت السطح في الأحزمة النشطة. فيز للطاقة الشمسية. 252، 235. DOI. إعلانات .

Haber ، D.A. ، Hindman ، B.W. ، Toomre ، J. ، Bogart ، RS ، Larsen ، RM ، Hill ، F: 2002 ، تطور خلايا الدوران الأرضية المغمورة المغمورة داخل منطقة الحمل العلوي التي كشف عنها تحليل مخطط الحلقة. الفلك. ج. 570، 855. DOI. إعلانات .

Haber، DA، Hindman، BW، Toomre، J.، Thompson، M.J: 2004 ، التدفقات المنظمة تحت السطحية بالقرب من المناطق النشطة. فيز للطاقة الشمسية. 220، 371. DOI. إعلانات .

هاثاواي ، دي إتش ، رايتماير ، إل: 2010 ، الاختلافات في التدفق الزولي للشمس على دورة شمسية. علم. DOI. إعلانات .

Hathaway ، D.H. ، Upton ، L. ، Colegrove ، O: 2013 ، خلايا الحمل الحراري العملاقة الموجودة على الشمس. علم 342، 1217. DOI. إعلانات .

هيل ، ف: 1988 ، الحلقات والأبواق - أطياف القدرة ثلاثية الأبعاد للتذبذبات الشمسية. الفلك. ج. 333، 996. DOI. إعلانات .

Howard، R.، LaBonte، B.J: 1980 ، لوحظ أن الشمس هي مذبذب التوائي لمدة 11 عامًا. الفلك. جي ليت. 239، L33. DOI. إعلانات .

Howe، R: 2009، نظام التدوير الشمسي الداخلي وتنوعاته. القس الحي سولار فيز. 6(1). DOI. إعلانات .

Howe، R.، Christensen-Dalsgaard، J.، Hill، F.، Komm، R.، Larson، TP، Rempel، M.، Schou، J.، Thompson، MJ: 2013، High-latitude فرع من الطاقة الشمسية التذبذب الالتوائي في مرحلة الصعود من الدورة 24. الفلك. جي ليت. 767، L20. DOI. إعلانات .

Javaraiah، J.، Komm، RW: 1999، دورية قصيرة المدى لـ "متوسط" الشمس والدوران التفاضلي. فيز للطاقة الشمسية. 184، 41. DOI. إعلانات .

Komm، R.، González Hernández، I.، Hill، F.، Bogart، R.، Rabello-Soares، MC، Haber، D: 2013، تدفق الزوال تحت السطحي من HMI باستخدام خط أنابيب المخطط الدائري. فيز للطاقة الشمسية. 287، 85. DOI. إعلانات .

Komm، R.، González Hernández، I.، Howe، R.، Hill، F: 2015، تدفق المنطقة تحت السطحية والخطية المشتقة من GONG و SDO / HMI: مقارنة بين الأنظمة. فيز للطاقة الشمسية. 290، 1081. DOI. إعلانات .

شيرير ، PH ، بوجارت ، RS ، بوش ، RI ، Hoeksema ، JT ، Kosovichev ، AG ، Schou ، J. ، Rosenberg ، W. ، Springer ، L. ، Tarbell ، TD ، Title ، A. ، Wolfson ، CJ ، Zayer ، I. ، فريق هندسة MDI: 1995 ، تحقيق التذبذبات الشمسية - Michelson Doppler Imager. فيز للطاقة الشمسية. 162، 129. ADS.

Schou، J.، Scherrer، PH، Bush، RI، Wachter، R.، Couvidat، S.، Rabello-Soares، MC، Bogart، RS، Hoeksema، JT، Liu، Y.، Duvall، TL، Akin، DJ، Allard، BA، Miles، JW، Rairden، R.، Shine، RA، Tarbell، TD، Title، AM، Wolfson، CJ، Elmore، DF، Norton، AA، Tomczyk، S: 2012، Design and ground calibration of the جهاز التصوير الشمسي والمغناطيسي (HMI) على مرصد الديناميكا الشمسية (SDO). فيز للطاقة الشمسية. 275، 229. DOI. إعلانات .

Zaatri ، A. ، Komm ، R. ، González Hernández ، I. ، Howe ، R. ، Corbard ، T: 2006 ، عدم تناسق الشمال والجنوب للتدفقات النطاقية والخطية يحدد تحليل مخطط حلقة drom لبيانات GONG ++. فيز للطاقة الشمسية. 236، 227. DOI. إعلانات .

Zhao، J.، Kosovichev، A.G: 2004 ، التذبذب الالتوائي ، وتدفقات الزوال ، والدوامة المستدل عليها في منطقة الحمل الحراري العليا للشمس بواسطة علم الشمس عن بعد المسافة الزمنية. الفلك. ج. 603، 776. DOI. إعلانات .


الانتماءات

مختبر هانسن للفيزياء التجريبية ، جامعة ستانفورد ، ستانفورد ، كاليفورنيا ، 94305-4085 ، الولايات المتحدة الأمريكية

قسم علم الفلك ، جامعة ييل ، ص. ب 208101 ، نيو هافن ، كونيتيكت ، 06520-8101 ، الولايات المتحدة الأمريكية

المرصد الوطني للطاقة الشمسية ، 950 N. Cherry Ave. ، P.O. ب 26732 ، توكسون ، أريزونا ، 85726-6732 ، الولايات المتحدة الأمريكية

O. Burtseva، I. González Hernández، F. Hill، K. Jain، R.W Komm & amp S. Tripathy

JILA ، جامعة كولورادو ، بولدر ، كولورادو ، 80309-0440 ، الولايات المتحدة الأمريكية

كلية الفيزياء وعلم الفلك ، جامعة برمنغهام ، إدجباستون ، برمنغهام ، B15 2TT ، المملكة المتحدة

قسم الفيزياء ، جامعة ميناس جيرايس الفيدرالية ، بيلو هوريزونتي ، البرازيل


التحقيق في التصوير الشمسي والمغناطيسي (HMI) لمرصد الديناميكا الشمسية (SDO)

الملخص الالتصوير الشمسي والمغناطيسي(HMI) والتحقيق كجزء من وكالة ناسامرصد ديناميات الطاقة الشمسيةتم تصميم (SDO) لدراسة ديناميات منطقة الحمل والدينامو الشمسي ، وأصل وتطور البقع الشمسية ، والمناطق النشطة ، ومجمعات النشاط ، ومصادر ومحركات النشاط المغناطيسي الشمسي والاضطرابات ، والروابط بين العمليات الداخلية وديناميات الهالة والغلاف الشمسي ، والمؤشرات المسبقة للاضطرابات الشمسية للتنبؤات الجوية الفضائية. يتم تقديم لمحة موجزة عن الأداة وأهداف التحقيق ومنتجات البيانات القياسية.

الكلمات الدالة مرصد ديناميات الطاقة الشمسية· علم الشمس. · إدارة الأجهزة والبيانات · الحقول المغناطيسية ، الغلاف الضوئي

ال التصوير الشمسي والمغناطيسي (HMI) هو جزء من وكالة ناسا شمسي مرصد ديناميكيات (SDO) ، وهي المكون الأول والثامن من وكالة ناسا

مرصد ديناميات الطاقة الشمسية

المحررون الزائرون: دبليو دين بيسنيل ، فيليب سي شامبرلين ، وباربرا جيه طومسون

دبليو. مختبر هانسن للفيزياء التجريبية ، جامعة ستانفورد ، ستانفورد ، كاليفورنيا 94305-4085 ، الولايات المتحدة الأمريكية البريد الإلكتروني: [email protected]

مختبر علم الفلك والفيزياء الشمسية ، مركز جودارد لرحلات الفضاء التابع لناسا ، الحزام الأخضر ، MD 20771 ، الولايات المتحدة الأمريكية

صباحا. العنوان · C.J. Schrijver · T.D. تاربيل

مختبر لوكهيد مارتن للطاقة الشمسية والفيزياء الفلكية ، 3251 شارع هانوفر ، بالو ألتو ، كاليفورنيا 94304 ، الولايات المتحدة الأمريكية S. Tomczyk

مرصد عالي الارتفاع ، المركز الوطني لأبحاث الغلاف الجوي ، 3080 Center Green CG-1 ، بولدر ، CO 80301 ، الولايات المتحدة الأمريكية

برنامج Living with a Star (LWS). HMI هو اسم أحد الأدوات الموجودة على SDO وهو أيضًا اسم التحقيق العلمي. تقدم هذه المقالة نظرة عامة مقتضبة لكلا جانبي HMI في المقام الأول كمقدمة للعديد من المقالات التفصيلية. HMI هو مشروع مشترك بين مختبر الفيزياء التجريبية بجامعة ستانفورد ، ومختبر لوكهيد مارتن للطاقة الشمسية والفيزياء الفلكية ، ومرصد الارتفاع العالي ، ومحققون مشاركون في 21 مؤسسة إضافية.

الغرض الشامل من SDO هو إحراز تقدم في القدرة على فهم وتوقع الأحداث الشمسية التي تساهم في التباين في بيئة الفضاء للأرض. إن التباين الشمسي الذي يولد الأحداث المهمة للأرض مدفوع بظهور وتطور المناطق النشطة المغناطيسية الشمسية. الهدف الأساسي من تحقيق HMI هو دراسة أصل التباين الشمسي وتوصيف وفهم باطن الشمس والمكونات المختلفة للنشاط المغناطيسي. تم وصف هذه الأهداف ذات المستوى الأعلى في تقرير فريق هندسة العلوم LWS (Mason and LWS Panel ، 2001) وتقرير فريق تحديد SDO العلمي (Hathaway و SDO SDT Panel ، 2001).

تم وصف نطاق التحقيقات العلمية التي يمكن لـ HMI المساهمة فيها ، كما هو مفهوم في وقت الاقتراح المقدم إلى وكالة ناسا للتحقيق في HMI ، في هذا الاقتراح (Scherrer and HMI Team ، 2002). من المتوقع أن يتابع فريق HMI الأساسي في جامعة ستانفورد بعض الأبحاث العلمية المحددة في الاقتراح فقط مع إجراء العديد من الدراسات بواسطة فريق الباحث المشارك والعديد من الأشخاص الآخرين الذين تجذبهم الموضوعات الصعبة تم تمكينه من خلال توفر مجموعة بيانات HMI. لذلك لا ينبغي تفسير هذه المقالة على أنها قائمة التحقيقات التي سيتابعها فريق HMI ، بل على أنها قائمة بالموضوعات التي تم فحصها بشيء من التفصيل لضمان أن قدرات المراقبة ومعالجة خطوط الأنابيب لمشروع HMI يمكن أن تقدم مساهمات مهمة لفهمهم بشكل أفضل. تم تقديم مناقشة تفصيلية لتوقعات التحقيق الأولي إلى وكالة ناسا كوثيقة مطلوبة وفي نفس الوقت إلى المجتمع عبر توفر الويب في نوفمبر 2004 في "خطة العلوم HMI" (Kosovichev و HMI Science Team ، 2004). نظرًا لأن هذا الوصف الموسع بالإضافة إلى النسخة الأصلية الأكثر تكثيفًا في اقتراح HMI 2002 كانت موجودة على الويب لعدة سنوات ، فلا يلزم تفصيل موضوعات البحث العلمي المتوقعة بشكل كامل هنا. في حين توقعت وثائق التعريف هذه أن يكون إطلاق SDO في عام 2006 أو 2007 لبدء مهمة أساسية مدتها خمس سنوات في وقت انخفاض النشاط الشمسي ، تمكنت الشمس من تأخير بدء الدورة الحالية حتى الإطلاق الفعلي SDO في وقت مبكر. 2010. لا يزال وصف الوثائق السابقة للأهداف العلمية لـ HMI صالحًا وبالتالي فهو الأساس الأساسي لهذه المقالة.

تتمثل الأهداف العلمية المحددة لتحقيق HMI في قياس ودراسة: ديناميات منطقة الحمل والدينامو الشمسي ، أصل وتطور البقع الشمسية ، ومناطق النشاط ومجمعات النشاط ، ومصادر ومحركات النشاط المغناطيسي الشمسي والاضطرابات الروابط بين العمليات الداخلية وديناميكيات الهالة والكرة الشمسية وسلائف الاضطرابات الشمسية لتنبؤات طقس الفضاء. سيتم وصف هذه الأهداف بشيء من التفصيل أدناه.

هذه المقالة هي واحدة من العديد من المقالات التي تصف تحقيق HMI والأداة وخطط المعالجة اعتبارًا من وقت إطلاق SDO تقريبًا. إنه يغطي بشكل أساسي نظرة عامة على التحقيق العلمي المخطط له مع إشارة مقتضبة فقط للجوانب الأخرى ، والتي تم وصفها ببعض التفصيل في المقالات المرتبطة. الوصف التفصيلي لـ HMI in-strument موجود في Schouوآخرون.(2011) وينبغي ذكره من قبل مستخدمي البيانات المنتجة

بواسطة HMI. تتطلب بعض جوانب الأداة وخط أنابيب تحليل البيانات تطورات محددة في HMI وتم تفصيلها في مقالات أخرى مرتبطة. يتضمن ذلك مناقشات مفصولة عن جودة صورة HMI (Wachterوآخرون.،2011) ، HMI MI lter-istics (Couvidatوآخرون.،2011) ، أداة معايرة الاستقطاب (Schouوآخرون.،2010) ، تقنية عكس الحقل المتجه (Borreroوآخرون.،2010) ، وطرق قياس وقت السفر (Couvidat وآخرون.، 2010) ، وخط أنابيب معالجة علم الشمس عن بعد (Zhaoوآخرون.، 2011). ومن المتوقع أن تكون هناك مقالات إضافية تصف الخصائص الفعلية لنواتج البيانات في المدار. لن تكون مقالات أداء البيانات الفعلية هذه متاحة إلا بعد مرور أكثر من عام على بدء المهمة. سيتم تحديث أوصاف منتجات البيانات وملاحظات الأداء والحفاظ عليها عبر روابط الويب على http://hmi.stanford.eduandhttp: //jsoc.stanford.edufor مدة مهمة SDO.

1.3 الالتصوير الشمسي والمغناطيسيأداة

لدعم هذه الأهداف، فقد تم تصميم أداة HMI لإنتاج تدبير الإدلاء بالبيانات في شكل ltergrams فاي في مجموعة من الاستقطابات والمواقف الخط الطيفي، في إيقاع منتظم لمدة البعثة. تقوم أداة HMI بإجراء قياسات لحركة الغلاف الضوئي الشمسي لدراسة التذبذبات الشمسية وقياسات الاستقطاب في خط طيفي لدراسة جميع مكونات المجال المغناطيسي للكرة الضوئية. أداة HMI هي نسخة محسنة منميكلسون دوبلر تصوير (MDI) الذي يعد جزءًا منمرصد الشمس والغلاف الشمسي(سوهو: شيرير وآخرون.، 1995). يتمتع HMI بتراث كبير من MDI مع تعديلات للسماح بدقة أعلى وإيقاع أعلى وإضافة كاميرا ثانية لتوفير قياسات استقطاب إضافية دون التدخل في إيقاع ltergram اللازم لعلم الشمس. HMI يوفر استقرت قرار ثانية قوسية واحد كامل للقرص سرعة دوبلر، خط البصر المغناطيسي UX فلوريدا، والصور وكيل متصلة كل 45 ثانية، وناقلات الميداني المغناطيسي خرائط كل 90 أو 135 ثانية تبعا لتسلسل الإطار الصورة المحددة. الصورة الشمسية تكاد تصل إلى 4096 × 4096 بكسل CCD مما يسمح 0.5 ثانية قوسية لكل بكسل. تم تطوير أداة HMI في مختبر لوكهيد مارتن للطاقة الشمسية والفيزياء الفلكية (LMSAL) بالتعاون مع جامعة ستانفورد كجزء من تعاون معهد ستانفورد لوكهيد لأبحاث الفضاء.

يجب تحليل دفق البيانات الهام الذي سيتم توفيره بواسطة HMI وتفسيره باستخدام أدوات متقدمة تسمح بدراسة التدفقات والهياكل المعقدة المستخلصة من انعكاس هيليوزيس-الميكروفون جنبًا إلى جنب مع القياسات المباشرة للحقول المغناطيسية السطحية. من الضروري أن يكون لديك وصول ملائم إلى جميع منتجات البيانات - Dopplergrams ، والمخططات المغناطيسية المتجهية للقرص الكامل ، وخرائط حقل التدفق تحت السطحي وخرائط سرعة الصوت ، بالإضافة إلى تقديرات المجال المغناطيسي الإكليلي - لأي منطقة أو حدث تم تحديده للتحليل. تحقيق SDO الآخر الذي ينتج عنه بيانات كبيرة ، دفقجمعية التصوير الجوي(AIA: Lemenوآخرون.،2011) تم تطويرها وتشغيلها من قبل LMSAL ، وقد جمعت HMI العمليات ومعالجة البيانات القدرات في شكل HMI / AIA Joint Science Operations Center (JSOC). تتكون JSOC من ثلاثة مكونات: مركز عمليات أجهزة JSOC (IOC) الموجود في LM-SAL ، ومرفق معالجة البيانات العلمية (SDP) الموجود في جامعة ستانفورد ، ومركز AIA المرئي (AVC) الموجود في LMSAL. يوفر JSOC-SDP نظام بيانات لأرشفة بيانات HMI و AIA ومنتجات البيانات المشتقة مع سهولة الوصول إلى البيانات من قبل جميع المحققين المهتمين وكذلك عامة الناس. البيانات التي تديرها JSOC

المنتجات متاحة مباشرة للمستخدم عبر أدوات الويب ، مع توزيع المنتجات الرئيسية أيضًا من خلال المرصد الشمسي الافتراضي (VSO). يوفر مرفق SDP أيضًا إمكانات معالجة لمنتجات بيانات HMI عالية المستوى. القدرة الحوسبية الكافية موجودة للسماح بالتحقيق في مجموعة فرعية من أهداف HMI العلمية.

سوف HMI الحصول ltergrams فاي في مناصب مختلفة في خط FeI617.3 نانومتر الطيفية ومجموعة من الاستقطابات في إيقاع منتظم لمدة البعثة. سيتم إنتاج عدة مستويات أعلى من منتجات البيانات من ltergrams فاي. إن مراقبات العلوم الأساسية هي سرعة دوبلر للقرص الكامل ، وكيل سطوع متصل ، sight ux مغناطيسي لخط البصر ، ومجال مغناطيسي متجه. هذه متوفرة بدقة مكانية كاملة عند 45 ثانية. يتم إنشاء تقديرات إضافية لعرض الخط وعمق الخط. كمية الحقل المغناطيسي المتجه الأساسية عبارة عن مصفوفة من 24 لتر (ستة أطوال موجية ، أربعة أطوال موجية ستوكس) بمتوسط ​​12 دقيقة. بالإضافة إلى ذلك ، سيتم توفير نتائج انقلابات Milne-Eddington والمتجه الميداني الملائم الواضح. تتوفر أيضًا منتجات البيانات المشتقة التي تم أخذ عينات منها ومتوسطها بدقة مختلفة والإيقاع وعينات الصور الفرعية المتعقبة باستخدام الدوران الشمسي. سيتم توفير مجموعة مختارة منها على أساس منتظم ، وسيتم إجراء منتجات البيانات الأخرى عند الطلب. كما أن المنتجات المشتقة ذات القيمة المحتملة الكبيرة مثل خرائط التدفق تحت السطحي وخرائط النشاط الجانبي البعيد ونماذج الإكليل والرياح الشمسية التي تتطلب تسلسلات أطول من الملاحظات. سيتم أيضًا إنتاج مجموعة مختارة منها في خط أنابيب المعالجة في الوقت الفعلي تقريبًا. معظم المحققين المشاركين في HMI لديهم أدوار محددة في توفير البرامج لتمكين إنتاج منتجات البيانات القياسية المختلفة. ويتم إنجاز معالجة البيانات HMI في "أنابيب" نقل البيانات من ltergrams فاي احظ من خلال خطوات متعددة لمنتجات العلوم الأساسية (و"المتغيرات الظاهرة") وعلى مستوى أعلى المنتجات المشتقة مثل شبه photospheric آه فلوريدا الخرائط. يظهر خط أنابيب المعالجة الأساسي في الشكل 1. تم وصف JSOC-SDP بمزيد من التفصيل على صفحة الويب الخاصة بها على http://jsoc.stanford.edu.

1.5 الفريق والتعاون والمجتمع

تحدد خطة التحقيق HMI نطاقًا واسعًا من الأهداف العلمية التي يمكن مواءمتها مع ملاحظات HMI. يوفر HMI مجموعة فريدة من البيانات المطلوبة للفهم العلمي ، والتوصيف التفصيلي ، والإنذار المتقدم لتأثيرات الاضطرابات الشمسية على التغيرات العالمية ، وطقس الفضاء ، والاستكشاف البشري والتنمية ، والأنظمة التقنية. يوفر HMI أيضًا بيانات مترابطة مطلوبة لتحقيق أهداف أدوات SDO الأخرى. يجب بذل جهد بحثي كبير لاستغلال قدرات HMI و SDO.

لا يمتلك برنامج HMI نفسه موارد كافية لمتابعة جميع الأهداف العلمية الممكنة مع بيانات HMI أو حتى جميع الأهداف المحددة في هذه المقالة ولم يتم التخطيط لها. التوقع هو أن المحققين المشاركين بالإضافة إلى العديد من المستثمرين المهتمين الآخرين سيجدون الدعم حسب الحاجة لإجراء الدراسات التي ستستخدم في النهاية بيانات HMI لتحقيق أهداف HMI و SDO و LWS. للمساعدة في هذه العملية ، اختارت وكالة ناسا كونسورتيوم بقيادة د. براون في كولورادو ريسيرش أسوشيتس (قسم من نورثويست ريسيرش أسوشيتس) لدعم تطوير الجيل التالي من أدوات تحليل علم الشمس. الأدوات التي طورها هذا المشروع الداعم ستكون متاحة في عدة سنوات. من المرجح أن يتم تنفيذ معظم تحليلات HMI بدعم من NASA LWS و Guest Investigator برامج المنح في الولايات المتحدة ومن وكالات دعم العلوم الوطنية الأخرى في بلدان أخرى.

لتعزيز أهداف البحث الممول وطنياً ، من المهم أن تتابع الفرق العلمية تحقيقات علمية دقيقة وتخبر الآخرين بالنتائج - وليس فقط مجتمع العلوم. تحقيقات SDO و HMI على وجه الخصوص لها جوانب ستكون من

شكل 1 التخطيطي آه فلوريدا الرسم البياني لHMI خط أنابيب تحليل البيانات. وتستخدم ltergrams فاي احظ الحزب الثوري المؤسسي، ماريلي لإنتاج "المتغيرات الظاهرة" التي هي منتجات البيانات المستوى 1 المتاحة للمجتمع. يتم إنتاج المزيد من المنتجات عالية المستوى مثل الدوران الداخلي واستقراء الحقل الإكليلي على أساس منتظم ومن المتوقع أن تكون البيانات المستخدمة في التحقيقات العلمية ، التي تظهرها الأسهم ، لتحقيق أهداف علوم HMI.

اهتمام الجمهور بشكل عام. كما ستوفر SDO و HMI فرصًا ممتازة لتطوير مواد تعليمية مثيرة للاهتمام وفي الوقت المناسب. يعد برنامج التعليم والتوعية العامة (E / PO) عالي الاستدانة والتعاوني جزءًا أساسيًا من هذا البحث (Drobnesوآخرون.، 2011). تم وصف برنامج المكتب الأوروبي للبراءات في مكونات نقطة الوصول http://solar-center.stanford.edu.

في كانون الثاني (يناير) 1996 ، عندما أصبحت أول صور اختبار SOHO / MDI متاحة ، قام Duvall و Koso-vichev وزملاؤهم (Duvallوآخرون.، 1993، 1997 Kosovichev، 1996) استقصاء لاستكشاف استخدام طريقة المسافة الزمنية المطورة حديثًا لعلم الشمس في المنطقة المحلية مع بيانات MDI عالية الدقة. أثبتت هذه الطريقة أنها مفيدة على الفور ولكنها مقيدة بمجال الرؤية المحدود لضبط MDI عالي الدقة (1.2 قوس ثانية). يشير نجاح الطريقة ، ومجال الرؤية المحدود ، وفرص القياس عن بُعد المحدودة إلى أن بعض المهام المستقبلية ستكون ضرورية للاستفادة الكاملة من الفرصة لعمل تحقيقات مفصلة في باطن الشمس القريب من السطح. تم تقديم هذا الاستنتاج في مؤتمرات خارطة طريق ناسا في JHU-APL في أبريل 1996 ومختبر الدفع النفاث في أكتوبر 1996. في عام 1998 تم تقديم اقتراح إلى وكالة ناسا لمهمة MIDEX المسماة "Hale" والتي تضمنت قرصًا كاملًا عالي الدقة MDI -أداة تشبه وأداة التصوير EUV. الشكل 2 ، الذي يوضح سرعة الموجة تحت بقعة شمسية ، تم إعداده لهذا الاقتراح مع البيانات التي تم الحصول عليها

الشكل 2 تم استخدام التصوير المقطعي الهليوسي لرسم خريطة لسرعة الموجة تحت البقع الشمسية لـ NOAA AR 8243 في 18 يونيو 1998 المحسوبة بالطريقة التي طورها دوفالوآخرون. (1997). السطح العلوي هو وكيل MDI المتصل بكثافة والشرائح الداخلية عبارة عن سرعة موجة مع نغمات زرقاء لسرعة موجة أبطأ من المتوسط ​​للمربع والألوان الحمراء لسرعة أعلى. الصندوق حوالي 195 ملم مربع وعمق 18 ملم. تم وصف طريقة التحليل من قبل Kosovichev و Duvall و Scherrer (2000) و gure مأخوذة من اقتراح لفرصة MIDEX 1998 التابعة لناسا - هيل: استكشاف النشاط الشمسي.

SOHO / MDI في يونيو 1998. كانت هذه أول بقعة شمسية اجتازت حقل MDI عالي الدقة بينما كان القياس عن بُعد عالي المعدل متاحًا وكان في الأسبوع الذي سبق تعطل مهمة SOHO في عام 1998. لم يتم اختيار اقتراح MIDEX ولكن تم تضمين المفهوم في خارطة طريق اتصالات الشمس والأرض لعام 2000 كمهمة تسمى SONAR والتي تضمنت جوهر SDO النهائي. على مدار العامين المقبلين ، ساعدت هذه المفاهيم في تشكيل مفهوم مهمة SDO كجزء من برنامج Living With a Star الجديد آنذاك. ساعدت مساهمة المجتمع الأوسع في دراسة تعريف SDO في تحديد أداة HMI "المبتذلة" التي أدت إلى اقتراح HMI الكامل لمهمة SDO في أبريل 2002. انقضت حوالي أربعة عشر عامًا بين أول اقتراح لمهمة بقدرات HMI و بداية المرحلة العلمية من SDO في مايو 2010.

يشمل تحقيق HMI ثلاثة أهداف أساسية LWS: - أولاً ، لتحديد كيف ولماذا تختلف الشمس ثانيًا ، لتحسين فهمنا لكيفية تحرك الشمس للتغير العالمي والطقس الفضائي والثالث ، لتحديد إلى أي مدى تنبؤات الطقس الفضائي والتغير العالمي يمكن صنعها ووضع نماذج أولية للتقنيات التنبؤية.

الشمس نجم مغناطيسي. الرياح الشمسية عالية السرعة ، وهيكل صفائح التيار الشمسي ، والثقوب الإكليلية ، والانبعاثات الكتلية الإكليلية ، ومكونات الإشعاع المتغيرة كلها مرتبطة بتنوع الحقول المغناطيسية التي تسود باطن الشمس والكرة الشمسية. يمكن أن يكون للعديد من هذه الأحداث تأثيرات عميقة على مجتمعنا التكنولوجي ، لذا فإن فهمها هو هدف رئيسي لـ LWS. السؤال المركزي هو أصل الحقول المغناطيسية الشمسية. الأمر الأكثر إثارة للدهشة هو أن الشمس تعرض 22 عامًا من النشاط المغناطيسي العالمي التي تتضمن مناطق مغناطيسية نشطة ذات قواعد قطبية محددة جيدًا تنتج أنماطًا مغناطيسية عالمية النطاق. إن التعايش مع هذه الهياكل المغناطيسية واسعة النطاق والمناطق النشطة المركزة هي مناطق نشطة سريعة الزوال وبنى أخرى مدمجة ومكثفة ux (Zwaan ، 1987) التي تظهر بشكل عشوائي على معظم سطح الشمس مكونة "سجادة مغناطيسية" (Title and Schrijver ، 1998) .

إن امتداد هذه الحقول المتغيرة ، على جميع المستويات ، إلى الغلاف الجوي الشمسي يخلق نشاطًا إكليليًا ، وهو مصدر تقلب الطقس في الفضاء. يعالج الاستثمار العلمي في HMI المشكلات الأساسية للتغير الشمسي بدراسات في جميع المجالات الزمانية والمكانية المترابطة ، بما في ذلك النطاق العالمي ، والمناطق النشطة ، والنطاق الصغير ، والوصلات الإكليلية. يتمثل أحد الأهداف الرئيسية لبرنامج Living With a Star في فهم مدى جودة التنبؤات الخاصة بتطور تقلبات الطقس في الفضاء. سوف يدرس HMI inves-tigation هذه الأسئلة بالتوازي مع الأسئلة العلمية الأساسية حول كيفية اختلاف الشمس وكيف يؤدي هذا التباين إلى التغيير العالمي والطقس الفضائي.

تشمل الأدوات التي سيتم استخدامها في برنامج HMI: علم الزلازل الشمسي لرسم خريطة واستكشاف منطقة الحمل الشمسي حيث يُحتمل أن يولد الدينامو المغناطيسي هذا النطاق المتنوع من قياسات النشاط للحقل المغناطيسي للكرة الضوئية ، والذي ينتج عن العمليات الداخلية ويقود العمليات في قياسات الغلاف الجوي والسطوع ، والتي يمكن أن تكشف العلاقة بين العمليات المغناطيسية والحمل الحراري وتقلب الإشعاع الشمسي.

علم الهليوسية ، الذي يستخدم التذبذبات الشمسية لاستكشاف التدفقات والهياكل في باطن الشمس ، يوفر منظورات جديدة رائعة حول التفاعلات المعقدة بين الحمل الحراري شديد الاضطراب ، والدوران ، والمغناطيسية. لقد كشفت عن منطقة قص دائري مكثف في قاعدة منطقة الحمل الحراري (Schouوآخرون.،1998) ، تسمى tachocline ، وهي المقعد المحتمل للدينامو العالمي. تلعب التدفقات الحرارية أيضًا دورًا حاسمًا في توجيه الحقول المغناطيسية وقصها ، والتواء أنابيب تدفق الهواء الناشئة وإزاحة نقاط القدم الكروية للهياكل المغناطيسية الموجودة في الإكليل. تؤثر التدفقات على جميع المقاييس المكانية في تطور الحقول المغناطيسية ، بما في ذلك كيفية ارتفاع الحقول المتولدة بالقرب من قاعدة منطقة الحمل الحراري وظهورها على السطح الشمسي ، وكيف يتم عرض الحقول المغناطيسية الموجودة بالفعل على السطح وإعادة توزيعها. تساهم هاتان الآليتان في إنشاء تأكيدات المجال المغناطيسي التي قد تصبح غير مستقرة وتؤدي إلى ثورات بركانية تؤثر على البيئة القريبة من الأرض (على سبيل المثال ، van Driel-Gesztelyi and Culhane، 2009).

بدأت طرق علم الشمس في المنطقة المحلية في الكشف عن التعقيد الكبير للتطور السريع للهياكل المغناطيسية ثلاثية الأبعاد والتدفقات في طبقة القص تحت السطح حيث يتم دمج البقع الشمسية والمناطق النشطة. تم تطوير معظم هذه التقنيات من قبل أعضاء فريق HMI الموسع لتحليل ملاحظات MDI و GONG. بقدر ما هي مفيدة ، فإن قيود القياس عن بعد MDI ومجال الرؤية المحدود بدقة عالية ودقة GONG المحدودة قد حالت دون الاستغلال الكامل لطرق طرح أسئلة مهمة حول أصول التباين الشمسي. من خلال استخدام هذه التقنيات في الملاحظات المستمرة ، كاملة القرص ، عالية الدقة ، ستتيح HMI إجراء فحص مفصل للديناميكيات والمغناطيسية داخل طبقة القص القريبة من السطح ، وتوفر مقاييس حساسة للتغيرات في tachocline.

تمامًا كما أوضحت التجارب الحالية لعلم الشمس أن التقنيات الجديدة يمكن أن تؤدي إلى طرق فهم جديدة لقياس الحقل المغناطيسي المتجه بالكامل وقد تم تطويرها وأظهرت إمكانية تحسين الفهم بشكل كبير للتطور المغناطيسي والوصلات. ما الذي لا تستطيع البرامج الأرضية القائمة والمخطط لها فعله ، وماذا هين ode لا يمكن القيام به ، هو مراقبة المجال المغناطيسي المتجه للقرص الكامل بشكل مستمر عند الإيقاع الكافي لمتابعة تطور النشاط. قدرة القياس الميدانية المغناطيسية الموجهة HMI ، بالاقتران مع أدوات القياس SDO الأخرى والبرامج الأخرى (على سبيل المثال ، STEREO ،Hinode و SOLIS) بيانات مهمة لربط تقلبية الطاقة الشمسية في الداخل الشمسي إلى التباين في الغلاف الجوي للشمس ، وانتشار التباين الشمسي في الغلاف الشمسي.

ستوفر ملاحظات السطوع HMI معلومات حول التوزيع المساحي للمساهمات المغناطيسية والحمل الحراري في تغيرات الإشعاع ، وكذلك حول الاختلافات في نصف قطر الشمس والشكل.

سيتم تناول الأهداف العريضة الموضحة أعلاه في تحقيق منسق لعدد من الدراسات الموازية. تم وصف هذه الأجزاء من تحقيق HMI المدرجة في القسم 1.1 ببعض التفاصيل هنا.

تمثل الأهداف مشاكل طويلة الأمد يمكن معالجتها من خلال عدد من المهام الأكثر إلحاحًا. يعكس وصف هذه المهام مستوى فهمنا الحالي ومن الواضح أنه سيتطور في سياق التحقيق. بعض المهام الأكثر أهمية حاليًا موضحة أدناه. تم تصنيف الأهداف العامة الخمسة المذكورة أعلاه كمجموعات من الأهداف المكونة. يوضح الشكل 1 مخطط تدفق تدفق مفاهيمي يربط منتجات بيانات HMI المخطط لها بأهداف المكونات هذه.

2.2.1. ديناميات منطقة الحمل الحراري ودينامو الطاقة الشمسية

يُعتقد أن حركات السوائل داخل الشمس تولد حقولًا مغناطيسية شمسية. تنتج التفاعلات المعقدة بين الحمل الحراري المضطرب والدوران والتدفقات واسعة النطاق والحقل المغناطيسي أنماطًا منتظمة للنشاط الشمسي تتغير بشكل شبه دوري مع الدورة الشمسية. كيف ترتبط الاختلافات في الدورة الشمسية بالتدفقات الداخلية والحقل المغناطيسي السطحي؟ كيف يتم إنتاج الدوران التفاضلي؟ ما هو هيكل الجريان الزوالي وكيف يختلف؟ ما الأدوار التي يلعبها نمط تدفق المنطقة وتغيرات معدل الدوران في التاكوكلين في الدينامو الشمسي؟ عادة ما يتم دراسة هذه القضايا فقط في المتوسطات المنطقية بواسطة علم الشمس الشمسي العالمي ، لكن الشمس منظمة بشكل طولي. كشف علم الشمس الشمسي المحلي عن وجود تدفقات واسعة النطاق داخل الطبقات القريبة من السطح لمنطقة الحمل الشمسي (على سبيل المثال ، Howe ، 2008). تمتلك هذه التدفقات أنماطًا معقدة تتغير من يوم إلى آخر ، مصحوبة بأنماط أكثر تطورًا تدريجيًا مثل التدفقات النطاقية النطاقات وخلايا الدورة الدموية الزوالي. وقد وصفت هياكل التدفق هذه بأنها طقس شمسي تحت سطح الأرض (SSW). تشير الخرائط المتتالية لهياكل التدفق الشبيهة بالطقس إلى أن المغناطيسية الشمسية تعدل بشدة سرعات واتجاهات التدفق. تميل المناطق النشطة إلى الظهور في خطوط العرض بقص أقوى. الروابط بين SSW وتطوير المنطقة النشطة غير معروفة حاليًا.

2.2.1.1. هيكل وديناميكيات Tachocline تعتبر مراقبة الجذور العميقة للنشاط الشمسي في tachocline ذات أهمية أساسية لفهم القدرة المتغيرة طويلة المدى للشمس. سوف يستخدم HMI تقنيات الزيزم الشمسي العالمية والمحلية لمراقبة والتحقيق في الطابع الواسع النطاق لمنطقة الحمل الحراري والتاكوكلين. الاختبارات باستخدام MDI

أظهرت الملاحظات والبيانات المحاكاة أن الاختلافات في tachocline يمكن قياسها باستخدام طرق علم الشمس الشمسي المحلي (Zhao وآخرون.،2009). سيتم استخدام هذه التقنيات وتقنيات علم الهليوز ذات الصلة لدراسة الهياكل العميقة.

2.2.1.2. الاختلافات في الدوران التفاضلي يعتبر الدوران التفاضلي مكونًا حاسمًا في الدورة الشمسية ويُعتقد أنه يولد الحقل المغناطيسي الحلقي العالمي الذي يُرى في المناطق النشطة. سوف يقوم HMI بتوسيع منتج البيانات المفيد هذا مع دقة أفضل بالقرب من السطح. تشمل الموضوعات الدوران التفاضلي الشمسي ، والعلاقات بين اختلافات الدوران والمجالات المغناطيسية ، والاختلاف الطولي للتدفقات النطاقية ("التذبذبات الالتوائية") ، والعلاقات بين النمط الالتوائي والمناطق النشطة ، وقص السطح السفلي وتغيراته مع النشاط الشمسي ، و أصل الدورة الشمسية "الممتدة" (على سبيل المثال ، Howeوآخرون.،2011).

2.2.1.3. تطور دوران الزوال المعرفة الدقيقة للدوران الزوال في منطقة الحمل الحراري أمر بالغ الأهمية لفهم التباين طويل المدى للشمس. وجد He-lioseismology دليلًا على تباين التدفق الداخلي للقطب أثناء الدورة الشمسية (على سبيل المثال ، Komm وآخرون.،2011). لفهم الديناميكيات العالمية ، يجب أن نتبع تطور التدفق. سيمكن HMI قياس الدوران الزوالي إلى خطوط عرض أعلى بشكل ملحوظ مما كان ممكنًا مع MDI وسيولد بيانات مستمرة للحصول على خرائط مفصلة ثلاثية الأبعاد للأنماط المتطورة للدوران الزوالي مما يوفر معلومات عن كيفية نقل التدفقات والتفاعل مع الحقول المغناطيسية في جميع أنحاء دورة شمسية.

2.2.1.4. الديناميات في طبقة القص القريبة من السطح كشف علم الشمس عن حدوث تغيرات مهمة في التركيب الشمسي خلال الدورة الشمسية في طبقة القص القريبة من السطح. ومع ذلك ، فإن فيزياء هذه الاختلافات ودورها في الاختلافات الإشعاعية لا تزال غير معروفة. سوف يميز HMI خصائص طبقة القص هذه ، والتفاعل بين المغناطيسية السطحية وأنماط التدفق المتطور ، والتغيرات في الهيكل والديناميكيات مع تقدم الدورة الشمسية. سيقوم بتقييم الخصائص الإحصائية لاضطراب الحمل الحراري خلال الدورة الشمسية ، بما في ذلك الحلزونية الحركية وعلاقتها بالطولوية المغناطيسية - وهما خاصيتان جوهريان لعمل الدينامو.

2.2.1.5. أصل وتطور البقع الشمسية والمناطق النشطة ومجمعات النشاط تظهر عمليات Ob-Servations أن التدفق المغناطيسي على الشمس لا يظهر بشكل عشوائي. بمجرد ظهور عودة نشطة ، هناك احتمال كبير بحدوث ثورات بركانية إضافية في مكان قريب (أعشاش النشاط). كيف يتم إنشاء التدفق المغناطيسي وتركيزه ونقله إلى سطح الشمس حيث يظهر في شكل مناطق نشطة متطورة؟ إلى أي مدى يمكن توقع ظهور المناطق النشطة؟ ما الأدوار التي تلعبها البنوك المحلية في تطورها؟ سوف يعالج HMI هذه الأسئلة من خلال توفير خرائط متتبعة لسرعة الصوت تحت السطح والدفق للمناطق النشطة الفردية والمجمعات الموجودة تحت السطح المرئي للشمس مقترنة بالمخططات المغناطيسية السطحية. تم تقديم اقتراحات مفادها أن emerging ux الناشئة في المناطق النشطة تنشأ في tachocline. يتم إخراج التدفق بطريقة ما من الأعماق في شكل حلقات ترتفع عبر منطقة الحمل الحراري وتخرج من خلال السطح.وتشير نماذج فلوريدا UX-النقل-فينومينو المنطقي أن توزيع photospheric الملحوظ في فلوريدا UX لا يتطلب اتصال طويلة الأجل إلى فلوريدا UX تحت سطح الأرض. بدلاً من ذلك ، يتم وصف حركات الحقل من خلال التدفقات القطبية المرصودة ، والدوران التفاضلي ، والانتشار السطحي الذي يعمل على تدفق المناطق النشطة. هل هذه المنطقة نشطة المغناطيسي فلوريدا UX قطع حقا من أعمق فلوريدا UX الحبال بعد ظهور؟ بدأت تظهر مناطق فلوريدا UX تنشأ حقا على خط السرعة؟

2.2.1.6. التكوين والبنية العميقة للمجمعات المغناطيسية للنشاط سيسمح HMI باستكشاف طبيعة المجمعات طويلة العمر للنشاط الشمسي ، وهي المصادر الرئيسية للاضطرابات الشمسية. كانت "أعشاش النشاط" لغزًا لعقود عديدة. قد تستمر من دورة إلى أخرى ، وقد تكون مرتبطة بتغيرات في النشاط الشمسي على مقياس من عام إلى عامين و "نبضات" نشاط قصيرة المدى. سوف يقوم HMI بالتحقيق تحت هذه الميزات إلى 0.7صSunthe السفلي من منطقة الحمل الحراري، للبحث عن ارتباطا آه فلوريدا أو

2.2.1.7. مصدر المنطقة النشطة وتطورها باستخدام التصوير المقطعي السمعي ، يمكننا معالجة اضطرابات سرعة الصوت التي تصاحب ظهور المغنطيسي وانقطاع الاتصال الذي قد يحدث. يمكن أن أجهزة الاستنشاق ناقلات الإدلاء بشهادته بشأن ما إذا كان يترك UX فلوريدا السطح قبل يغلب بأنها "فقاعات"، أو ما إذا كان هو أساسا نتيجة المحلي annihila نشوئها من الحقول معارضة قطبية. من خلال الجمع بين التحقيق الزلزالي الشمسي وقياسات حقل النواقل ، سيوفر HMI نظرة ثاقبة جديدة لظهور وإزالة تدفق الهواء في المنطقة النشطة.

2.2.1.8. تركيز التدفق المغناطيسي في البقع الشمسية تشكل البقع الشمسية أحد الأسئلة طويلة الأمد في الفيزياء الشمسية. كشفت الملاحظات المأخوذة من MDI عن أنماط تدفق معقدة أسفل البقع الشمسية وأشارت إلى أن التدفق المغناطيسي عالي التركيز في البقع مصحوب بتدفق كتلة متقاربة في الجزء العلوي 3-4 ملم تحت السطح (الشكل 3 ي). إن تطور هذه التدفقات غير معروف في الوقت الحاضر. سوف خرائط مفصلة من الدودة الحلزونية فلوريدا الجوفية في الطبقات العميقة، أقل من 4 مم، جنبا إلى جنب مع الحقول تحت السطح وسطوع لمدة تصل إلى تسعة أيام أثناء مرور القرص تسمح التحقيق في العلاقات بين آه فلوريدا ديناميات وفلوريدا UX التركيز في النقاط.

2.2.1.9. مصادر وآليات تباين الإشعاع الشمسي تعتبر الميزات المغناطيسية - البقع الشمسية والمناطق النشطة والشبكة - التي تغير درجة حرارة وتكوين الغلاف الجوي الشمسي مصادر أساسية لتقلب الإشعاع. كيف بالضبط تسبب هذه العوامل اختلافات الإشعاع؟ HMI مع SDO / AIA و SDO / EUV تجربة المتغيرات(عشية: وودزوآخرون.، 2010) ستدرس العمليات الفيزيائية التي تحكم هذه الاختلافات. ستتم دراسة العلاقة بين العمليات الداخلية ، وخصائص مناطق المجال المغناطيسي ، والاختلافات الإشعاعية ، وخاصة مكونات الأشعة فوق البنفسجية والأشعة فوق البنفسجية التي لها تأثير مباشر ومؤثر على الغلاف الجوي للأرض.

2.2.1.10. مصادر ومحركات النشاط الشمسي والاضطرابات من الشائع أن الدافع الرئيسي للاضطرابات الشمسية هو الحقل المغناطيسي المجهد. يتم إعادة تأجير الضغوط في الهالة الشمسية التي تنتج آريس وقذف الكتلة الإكليلية (CME). يُعتقد أن مصدر هذه الضغوط يكون في باطن الشمس. وعادة ما تحدث مشاعل في المناطق التي تكون فيها المغناطيسي يخدع فاي guration معقد، مع المقصات قوية، التدرجات عالية وطويلة وخطوط منحنية محايدة، في الآونة الأخيرة ظهور فلوريدا UX،الخ وهذا يعني أن آليات الزناد من آريس فلوريدا يتم التحكم فيها من خلال الخصائص الحرجة للحقل المغناطيسي التي تؤدي في النهاية إلى MHD insta bilities. لكن ما هي أنواع عدم الاستقرار التي تحكم فعليًا ، وتحت أي ظروف يتم إطلاقها ، غير معروف. مع بعض الأفكار والنماذج النظرية فقط ، لا يوجد يقين حول كيفية ضغط الحقل المغناطيسي أو التواءه داخل الشمس أو ماهية عملية التحفيز فقط.

2.2.1.11. أصل وديناميات الهياكل المنفصمة المغناطيسية و البقع الشمسية من نوع α تحتوي بعض البقع على قطبين من قطبية مغناطيسية متعاكسة داخل ظل شبه شائع وهي مصدر ares قوية و CMEs. مثلα- يعتقد أن مناطق البقع الشمسية من النوع

لحقن التدفق المغناطيسي في الغلاف الجوي الشمسي في حالة شديدة الالتواء. من المهم تحديد ما هي العمليات تحت قيادة السطح لتطوير هذه المناطق والسماح لهم أن يصبحوا فلوريدا هي وCME إنتاجية. سيتم إجراء هذا البحث عن طريق تحليل التدفقات الكتلية الداخلية المتطورة وطوبولوجيا الحقل المغناطيسي لهذه البقع.

2.2.1.12. التركيب المغناطيسي وآليات التوهجات الشمسية يمكن استخدام قياسات الحقل المغناطيسي المتجه لاستنتاج طوبولوجيا الحقل والتيار الكهربائي الرأسي ، وكلاهما يعتقد أنهما ضروريان لفهم عملية. يلزم إجراء عمليات رصد يمكنها باستمرار تتبع التغيرات في المجال المغناطيسي والتيار الكهربائي باستبانة مكانية كافية للكشف عن التغيرات في قوة الحقل والطوبولوجيا قبل وبعد الأحداث. سيوفر HMI هذه القياسات الفريدة للحقل المغناطيسي المتجه على القرص الشمسي بأكمله بدقة معقولة وبإيقاع عالٍ.

2.2.1.13. ظهور التدفق المغناطيسي والأحداث الشمسية العابرة يرتبط ظهور mag-netic ارتباطًا وثيقًا بالأحداث الشمسية العابرة. تُظهر بيانات MDI و GONG و BBSO أنه يمكن أن تكون هناك تغييرات اندفاعية ولكنها طويلة الأمد في الحقول المرتبطة بالأحداث البركانية. غالبًا ما يرتبط ظهور التدفق المغناطيسي داخل المناطق النشطة بـ آريس. تؤدي المناطق المغناطيسية الناشئة بالقرب من الخيوط إلى انفجار خيوط. تم العثور أيضًا على CMEs مصاحبة لمناطق ux الناشئة. علاوة على ذلك ، يمكن أن يستمر ظهور مناطق نشطة معزولة دون أي أحداث ثورانية. يشير هذا إلى أن التدفق المغناطيسي الناشئ في الغلاف الجوي يتفاعل مع الحقول الموجودة مسبقًا مما يؤدي إلى فقدان توازن المجال المغناطيسي. من المرجح أن تؤدي ملاحظات الفروق بين طوبولوجيا التيار الكهربائي والمغناطيسي بين الحقول الناشئة حديثًا والحقول الناشئة سابقًا إلى فهم سبب تسبب التدفق الطارئ في أحداث عابرة للشمس. قياس الاستقطاب المتجه الذي يوفره HMI سيمكن هذه الدراسات الكمية.

2.2.1.14. تطور الهياكل الصغيرة الحجم والسجاد المغناطيسي الشمس الهادئة مغطاة بمناطق صغيرة من القطبية المختلطة ، والتي يطلق عليها أحيانًا "السجادة المغناطيسية" ، مما يساهم في النشاط الشمسي على فترات زمنية قصيرة. عندما تظهر هذه العناصر من خلال الفوتوسفير فإنها تتفاعل مع بعضها البعض وبتركيبات مغناطيسية أكبر. قد توفر محفزات للأحداث البركانية ، وقد تكون تفاعلاتها المستمرة مصدرًا للتسخين الإكليلي. قد تساهم أيضًا في اختلافات الإشعاع في شكل انبعاث شبكة محسّن. في حين أن HMI بالتأكيد لن ترى كل هذا التدفق ، إلا أنها ستسمح بالرصد العالمي لتوزيع العناصر على نطاق صغير ، وتفاعلاتها ، والتحول الناتج في المجال واسع النطاق.

2.2.2. الروابط بين العمليات الداخلية وديناميكيات كورونا والغلاف الشمسي

يؤدي الاتصال الجوهري بين أنماط الحقول المغناطيسية متعددة المقاييس إلى زيادة تعقيد البنية الإكليلية يؤدي إلى التباين. على سبيل المثال ، يبدو أن الكتل الإكليلية المقذوفة تتفاعل مع المجال المغناطيسي على نطاق عالمي ، لكن العديد من الكتل الإكليلية المقذوفة ، خاصةً الكتل الكبيرة الحجم السريعة ، مرتبطة بـ آريس ، والتي يُعتقد أنها ظواهر محلية. إعادة البناء القائمة على النموذج للبنية المغناطيسية ثلاثية الأبعاد هي إحدى طرق تقدير المجال من الملاحظات. نماذج إكليلية MHD أكثر واقعية تستند إلى خرائط حقل متجه عالي الإيقاع من HMI كظروف حدودية ستعزز بشكل كبير فهمنا لكيفية استجابة الهالة للمناطق النشطة المتطورة وغير المحتملة.

2.2.2.1. تعقيد وطاقة الهالة الشمسية أظهرت الملاحظات من SOHO و TRACE مجموعة متنوعة من الهياكل المعقدة والأحداث البركانية في الهالة الشمسية. ومع ذلك ، فإن تصنيف الهياكل المعقدة لم يكشف عن الفيزياء الكامنة وراء أحداث الهالة والإكليل. تم اقتراح آليتين لتوليد الحقول المغناطيسية المجهدة: حركات القص الكروية الضوئية وظهور حقول magmag-netic المنفصمة بالفعل وكلاهما ، في الواقع ، قد يكون في الواقع يعمل على الشمس. ولكن ما الذي يلعب الدور المهيمن وكيف يرتبط حقن الطاقة بالأحداث البركانية غير معروفين. تعتبر الحلزونية المغناطيسية خاصية مهمة للتعقيد المغناطيسي ويربط حفظها ارتباطًا جوهريًا بتوليد المجال المغناطيسي وتطوره وإعادة توصيله. ستسمح بيانات الحقل المغناطيسي المتجه HMI والسرعة (من كل من علم الشمس وتقنيات انعكاس السرعة القائمة على سلسلة زمنية على أساس السلاسل الزمنية) بتقديرات أفضل لحقن الطاقة والتراخيص في المناطق النشطة. ستظهر الملاحظات من SDO / AIA والفقرات المتوفرة (SOHO / LASCO و STEREO) الاستجابة اللاحقة وانتشار التعقيد في الهالة والغلاف الشمسي ، فيما يتعلق بتراكم الهالة والطاقة مع الأحداث الإكليلية النشطة مثل CMEs.

2.2.2.2. تقديرات المجال الإكليلي واسعة النطاق تم استخدام النماذج المحسوبة من الخرائط المغناطيسية لخط البصر لإعادة إنتاج الأشكال الإكليلية التي تُظهِر هياكل مغلقة متعددة المقاييس بالإضافة إلى مصدر الحقل المفتوح الذي يبدأ من الثقوب الإكليلية ولكنه ينتشر إلى كل الفضاء بين الكواكب. يوضح الحقل الإكليلي النموذجي نوعين من منطقة الحقل المغلق: خوذات اللافتات التي تشكل صفيحة تيار الغلاف الشمسي ومنطقة محصورة بين مناطق المجال المفتوح ذات القطبية المتشابهة (Zhao and Webb ، 2003). هناك دليل على أن معظم الكتل الإكليلية المقذوفة مرتبطة بأجهزة بث الخوذة وبتدفق الهواء المفتوح حديثًا. سيوفر HMI تغطية مجال مغناطيسي موحدة بإيقاع عالٍ ، وسيمكن مع الصور التاجية AIA و STEREO المتزامنة من تطوير نماذج المجال المغناطيسي الإكليلي ودراسة العلاقة بين الأنماط الموجودة مسبقًا ، والحقول المفتوحة حديثًا ، والمسافات الطويلة الاتصال و CMEs.

2.2.2.3. الهيكل المغناطيسي التاجي والرياح الشمسية تعد محاكاة MHD والنمذجة الميدانية الخالية من التيار المستندة إلى الرسوم المغناطيسية طريقتين لدراسة التركيب الميداني المغناطيسي لخصائص الرياح الشمسية. وقد أثبتت هذه الأساليب فعاليتها وواعدة ، حيث أظهرت إمكانات في تطبيقات عرض التنبؤ بالطقس الفضائي في الوقت الفعلي. لقد تم إثبات أن نمذجة الرياح الشمسية يمكن تحسينها من خلال زيادة إيقاع البيانات المغناطيسية المدخلة. من خلال توفير البيانات الميدانية الكاملة للقرص المتجه بإيقاع عالٍ ، سيمكن HMI هذه النماذج من وصف توزيع الرياح الشمسية ، والثقوب الإكليلية ، وإعادة تكوين الحقول المفتوحة ، وكيفية اتصال الحقول المغناطيسية في المناطق النشطة بخطوط الحقل المغناطيسي بين الكواكب .

2.2.3. سلائف الاضطرابات الشمسية لتنبؤات طقس الفضاء

لا يمكن التنبؤ بعدد وقوة وتوقيت أقوى الأحداث البركانية في الوقت الحاضر. نحن بعيدون عن الإجابة على أسئلة بسيطة مثل "هل ستكون الدورة التالية أكبر من الدورة الحالية؟" "متى سيحدث الانفجار الكبير التالي؟" أو حتى "متى سيكون هناك عدة أيام هادئة متتالية؟" بينما نتعلم المزيد عن العمليات الأساسية من خلال دراسات الحركات الداخلية والنقل والتطور المغناطيسي والعلاقات بين المناطق النشطة والإشعاع فوق البنفسجي وتغيرات الشكل الشمسي ، سنكون يقظين لفرص تطوير أدوات التنبؤ. ومع ذلك ، هناك العديد من الإمكانيات العملية على المدى القريب لتحسين الوضع مع ملاحظات HMI.

2.2.3.1. مؤشر النشاط والتصوير البعيد المدى تم تطوير إجراء للتصوير الشمسي للجانب البعيد باستخدام بيانات من MDI وأدى إلى رسم الخرائط الروتيني للجانب البعيد للشمس (Braun and Lindsey ، 2001). ترتبط اضطرابات وقت السفر الصوتية بحقول مغناطيسية قوية ، مما يوفر رؤية للمناطق النشطة قبل أن تصبح مرئية بشكل جيد أثناء دورانها على القرص في الطرف الشرقي. ستوفر الصور السينوبتيكية ، التي أصبحت الآن قادرة على تغطية نصف الكرة الأرضية الأقصى للشمس ، القدرة على التنبؤ بالظهور على القرص المرئي للمناطق النشطة الكبيرة لمدة تصل إلى أسبوعين مقدمًا والسماح باكتشاف المناطق التي تظهر في غضون بضعة أسابيع فقط. أيام قبل الدوران للعرض. ستسمح تغطية HMI الكاملة للطرف بتقديرات منخفضة الضوضاء للجانب البعيد.

2.2.3.2. توقع ظهور المناطق النشطة بواسطة التصوير الشمسي قد ينتج عن ارتفاع أنابيب المغنطيسية في منطقة الحمل الشمسي إشارات زلزالية يمكن اكتشافها والتي من شأنها أن توفر تحذيرًا من ظهورها الوشيك. سوف تستخدم الصور الشمسية لقاعدة منطقة الحمل الحراري نطاقًا مشابهًا منصالأوضاع مثل تلك المستخدمة لإنشاء صور للجانب البعيد. الهدف هو اكتشاف ومراقبة الإشارات الزلزالية للنشاط الشمسي المستمر أو المتكرر بالقرب من tachocline. يمكن أن يؤدي النجاح هنا إلى تنبؤات طويلة المدى للنشاط الشمسي.

2.2.3.3. تحديد أحداث CloudBs المغناطيسية معلومات ذات قيمة محتملة للتنبؤات المغناطيسية الأرضية - تنبؤات السحابة المغناطيسيةبs (المجال الجنوبي) - يمكن أن تكون تم الحصول عليها من القياسات الميدانية. يُعتقد أن الفواصل الطويلة للحقل المغناطيسي الكبير بين الطائرة باتجاه الجنوب وسرعة الرياح الشمسية العالية هي السبب الرئيسي للاضطرابات المغنطيسية الأرضية الشديدة ، معبالمكون s هو الكمية الأكثر أهمية. لقد ثبت أن اتجاه الحقل المغناطيسي في "السحب" يظل ثابتًا بشكل أساسي أثناء الانتشار من سطح الشمس إلى مدار الأرض. يوفر هذا سلسلة معقولة من الظواهر ذات الصلة التي يجب أن تسمح بالتنبؤ بالفعالية الجغرافية للـ CMEs الموجهة نحو الأرض من الملاحظات الشمسية (انظر Siscoe and Schwenn ، 2006 ، للمراجعة). تقديرات المضمنةبيجب تحسين s بشكل كبير من خلال دمج خرائط الحقل المغناطيسي المتجه المحدثة بشكل متكرر في إسقاطات الحقل الإكليلي مع الإضافة المحتملة للملاحظات الإكليلية من SOHO و SDO / AIA و STEREO.

3. الدعم النظري والنمذجة

لا يمكن الحصول على أقصى فائدة علمية من HMI إلا من خلال برنامج نظري محدد يتضمن محاكاة عددية لإثارة الأمواج وانتشارها في البلازما الممغنطة ، والحمل الحراري المغنطيسي ، وعمليات الدينامو المحلية والعالمية ، والانبعاث المغناطيسي ، والهياكل المغناطيسية و عمليات MHD في الهالة الشمسية. تعتبر النماذج النظرية لعكس البيانات المغناطيسية والزاوية الشمسية مهمة للغاية لتحليل بيانات HMI. هناك بعض قدرات التحليل الرئيسية التي لم يتم فهمها جيدًا بعد. يتضمن ذلك تفسير مراحل الموجات الصوتية المقاسة في وجود الحقول المغناطيسية واستخراج الاستدلالات الميدانية القوية مع تغطية الطول الموجي المحدود مشكلة استنتاج طوبولوجيا الحقل المغناطيسي الإكليلي وخصائصه (مثل الطاقة المغناطيسية الحرة) من القياسات الضوئية ، باستخدام الاستقراء الخالي من القوة ، أو نماذج MHD أو طرق أخرى وفهم إشارات زلزالية الشمس التي يمكن اكتشافها من الحمل الحراري تحت السطح والحقول. كل هذه المجالات مهمة لتحقيق الأهداف العلمية لـ HMI. يجب أن تكون خوارزميات الانعكاس سريعة بشكل كافٍ لتوفير منتجات البيانات العلمية المطلوبة لدراسة سلائف الاضطرابات الشمسية ، مثل خرائط القرص الكامل للتدفقات تحت السطحية ، والصور البعيدة ، والمخططات المغناطيسية المتجهية ، تقريبًا.

في الوقت الحالى. كجزء من هذا المشروع ، سنقوم بتشغيل كود MHD للإشعاع ثلاثي الأبعاد يتم تطويره بواسطة HMI Co-Is في مركز أبحاث ناسا Ames. سيشارك أعضاء فريق البحث في HMI بنشاط في برنامج SDO Guest Investigator و LWS Theory Modeling and Data Analysis Programs. من الواضح أن التطورات الحديثة والمستمرة في عمليات المحاكاة والنمذجة ستلعب دورًا متزايد الأهمية في التقدم لمعظم أهداف علوم HMI.

حدد مشروع HMI هدف إنتاج مجموعة منتظمة من منتجات البيانات بمستوى معالجة أعلى من المعتاد في معظم المهمات الشمسية. بالإضافة إلى "البيانات العلمية للمستوى 1" العادية ، والتي نفسرها على أنها كميات فيزيائية مثل Dopplergrams ، و magnetograms ، والوكيل المستمر ،الخ والتي هي بالفعل مرحلة واحدة خارج الملاحظة فاي ل-tergrams، فإننا نتوقع لتوفير منتجات موحدة على مستوى أعلى مثل شبه photospheric آه فلوريدا الخرائط والاكليلية المغنطيسي الميداني استقراء. لقد تم إنتاج مثل هذه المنتجات عالية المستوى في الماضي كمنتجات ثانوية للتحليل العلمي بدلاً من كونها منتجًا أساسيًا للرسالة. ستعتمد هذه المنتجات عالية المستوى على أفضل الخوارزميات المتاحة في وقت طرحها لأول مرة في الإنتاج. كانت الخطة تتمثل في جعل الفريق العلمي ينقل أفضل رمز موجود إلى خط أنابيب معالجة HMI في وقت متأخر من مرحلة ما قبل الإطلاق ليكون جاهزًا في وقت مبكر من المرحلة الثامنة من المهمة. اعتمد هذا السيناريو على الدعم لتطوير التقنيات التي تأتي من خارج تمويل البعثة. في بعض الحالات لم يحدث هذا ، لذلك قد لا تكون بعض المنتجات المخطط لها متوفرة في البداية. من المتوقع أن تتطور منتجات البيانات هذه خلال المهمة حيث يستمر تطوير تقنيات التحليل.

هناك بعض المشكلات المهمة التي يجب حلها قبل بعض المنتجات ،على سبيل المثاليمكن تقديم استنتاجات قوية للتدفقات تحت السطحية في المناطق النشطة.

يوضح الشكل 3 عينات من التحليلات التي يمكن إجراؤها باستخدام منتجات البيانات القياسية المخططة.

يمكن تقسيم منتجات البيانات العلمية إلى خمسة مجالات رئيسية: علم الزلازل الشمسي العالمي والمحلي ، وخط البصر والتصوير المغناطيسي المتجه ، ودراسات الكثافة المستمرة. تغطي هذه التحليلات الخمسة العلمية الأولية جميع أهداف HMI الرئيسية ، ولها الخصائص المميزة التالية.

4.1 علم الشمس العالمي

إن أسلوب طبيعي-النمط التقليدي تنتج توزيعات axisymmetrical على نطاق واسع من سرعة الصوت، والكثافة، الأس ثابت الحرارة، وآه فلوريدا السرعات من خلال كل الشمسية في terior من صميم توليد الطاقة إلى الطبقة الحدودية الحمل الحراري القريبة من السطح. ستعتمد هذه التشخيصات على الترددات وتقسيم التردد لأنماط الدرجة الزاوية حتى 1000 ، والتي يتم الحصول عليها لفترات زمنية تصل إلى عدة أيام حسب الحاجة وحتى = 300 لكل فترة 72 يومًا. سيتم استخدام هذه لإنتاج تسلسل منتظم من الدوران الداخلي وانعكاسات سرعة الصوت للسماح بالمراقبة من tachocline إلى طبقة القص القريبة من السطح. تم تكييف التقنيات المستخدمة هنا من تلك المستخدمة في أجهزة الاستنشاق بالجرعات المقننة (لارسون وشو ، 2011).

4.2 علم الشمس في المنطقة المحلية

تمثل طرق علم الشمس في المنطقة المحلية ، مثل تقنيات الوقت والمسافة ، وتحليل الرسم البياني الحلقي ، والتصوير ثلاثي الأبعاد الصوتي ، أدوات قوية للتحقيق في العمليات الفيزيائية

الشكل 3 عينات من الصور التي يمكن إنشاؤها باستخدام منتجات البيانات القياسية HMI المخطط لها. الخلفية هي تصور الفنان للصفائح الحالية بين الكواكب كما يتضح من استقراء حقول كورونال (ويلكوكس وهوكسيما وشيرر ، 1980). تُظهر التراكبات: (أ) اختلافات سرعة الصوت تتعلق بنموذج شمسي قياسي (Kosovichev ، 2003) (ب) اختلافات الدورة الشمسية في معدل دوران الغلاف الضوئي الفرعي (Schou ، اتصالات خاصة 2002) (C) دوران الطاقة الشمسية والتناوب التفاضلي (http://soi.stanford.edu/press/ssu8-97/) (D) تساهم البقع الشمسية والغطاء في تباين الإشعاع الشمسي (SOHO / MDI) (E) نموذج MHD للمغناطيسي هيكل الإكليل (Linker and Mikic ، 1997) (F) خريطة Syn-optic للتدفقات تحت السطحية على عمق 7 مم (Haberوآخرون.، 2002) (G) صورة EIT وخطوط الحقل المغناطيسي المحسوبة من الحقل الضوئي (العنوان ، 1997) (H) تم اكتشاف المناطق النشطة على الجانب الآخر من الشمس باستخدام علم الشمس (SOHO / MDI) (I) تظهر صورة الحقل المتجه الاتصال المغناطيسي في البقع الشمسية (Lites ، Skumanich ، و Martinez Pillet ، 1998) (J) تغيرات وتدفقات سرعة الصوت في منطقة نشطة ناشئة (Zhao، Kosovichev، and Duvall، 2001). هذه الصورة مأخوذة من Scherrer و HMI Team (2002) مع تحديث صورة الجانب البعيد.

داخل الشمس. تعتمد هذه الطرق على قياس الخصائص المحلية للموجات الصوتية وموجات الجاذبية السطحية ، مثل أوقات السفر ، وتغييرات التردد والطور ، وستوفر صورًا للهياكل والتدفقات الداخلية على مختلف المقاييس المكانية والزمانية ودقة العمق. تشمل منتجات البيانات المنتظمة عالية المستوى المستهدفة ما يلي.

4.2.0.4. سرعة القرص الكامل وخرائط سرعة الصوت تم الحصول على خرائط منطقة الحمل العلوي (التي تغطي أعلى 20 ملم) كل ثماني ساعات باستخدام طرق المسافة الزمنية على شبكة كارينجتون 120 × 120 درجة مع دقة حسابية تبلغ 0.12 درجة. تم وصف هذه المنتجات بواسطة Zhaoوآخرون.(2011).

4.2.0.5. الخرائط السينوبتيكية للتدفقات الجماعية واضطرابات سرعة الصوت يتم عمل الخرائط السينوبتيكية لمنطقة الحمل العلوي لكل دورة كارينجتون من متوسطات خرائط المسافة الزمنية والمسافة على القرص الكامل. هذه مصنوعة من شرائط على مستوى اليوم من الشمال إلى الجنوب تتمحور حول خط الزوال المركزي المتوسط ​​من المنتجات ذات الثماني ساعات الموصوفة أعلاه.

4.2.0.6. الخرائط السينوبتيكية للتدفقات الأفقية في منطقة الحمل العلوي يتم أيضًا إعداد الخرائط لكل دورة كارينجتون بدقة 5 و 15 و 30 درجة من تحليلات الرسم التخطيطي الدائري. وصف بوغارت هذه المنتجاتوآخرون.(2011 أ ، 2011 ب).

4.2.0.7. تم تكبير الخرائط عالية الدقة في مناطق نشطة معينة خرائط البقع الشمسية والأهداف الأخرى ، التي تم الحصول عليها بدقة من أربع إلى ثماني ساعات لمدة تصل إلى تسعة أيام متواصلة ، مع طريقة الوقت والمسافة التي يمكن إنشاؤها عند الطلب كما هو موضح في Zhaoوآخرون. (2011). يمكن أيضًا معالجة مناطق نشطة محددة أو مناطق أخرى ذات أهمية من خلال خط أنابيب "الحلقات" عند الطلب.

4.2.0.8. خرائط عميقة التركيز تم التخطيط للخرائط التي تمتد على عمق منطقة الحمل الحراري بالكامل ، من 0 إلى 200 ملم ، وبدقة تتراوح من 10 إلى 15 درجة ، ولكنها لم يتم تطويرها بعد إلى مستوى ثقة منتج البيانات.

4.2.0.9. صور بعيدة الجانب لاضطرابات سرعة الصوت يتم حساب الخرائط المرتبطة بالمناطق النشطة الكبيرة كل 12 ساعة باستخدام خط أنابيب GONG البعيد الجانب.

بالإضافة إلى هذه المجموعة القياسية من التقنيات ، سيتم نشر مناهج جديدة مثل الموجة المقطعية للهياكل صغيرة الحجم عندما يتم تطويرها.

تم اختبار تقنيات إنتاج الخرائط الموضحة أعلاه على مدار عدة سنوات باستخدام بيانات من MDI و GONG وبعضها ببيانات HMI المبكرة. نحن على ثقة معقولة في الاستدلالات التي تم إجراؤها في مناطق ذات نشاط مغناطيسي ضئيل أو معدومة. ومع ذلك ، في المناطق ذات الحقول القوية ، هناك عدد من المشكلات التي يُعرف عنها أو يحتمل أن تسبب أخطاء في استنتاجات المعلمات الفيزيائية مثل سرعة الصوت وسرعات التدفق. تم وصف معظم هذه القضايا بواسطة Kosovichev (2011) والمراجع الواردة فيه. تمت مناقشة قضايا اختلاف المرحلة مع الارتفاع كما تم أخذ العينات بواسطة Rajaguruوآخرون.(2010). يمكن تحقيق استنتاجات قوية للظروف في محيط الحقول القوية باستخدام علم الشمس في المنطقة المحلية عندما يتم حساب هذه المشكلات بشكل صحيح في إجراءات التحليل.

يتم إنتاج مكون خط الرؤية التقليدي للحقل المغناطيسي كل 45 ثانية كمنتج مشترك مع ملاحظات سرعة دوبلر المستخدمة في علم الزسم الشمسي. يتم أيضًا حساب متوسط ​​12 دقيقة من الحقل الطولي من ناقل Stokes الذي تم الحصول عليه كما هو موضح في القسم التالي. وقد ثبت أن هذه الأشياء التي يمكن ملاحظتها مفيدة جدًا في تتبع تطور المجال المغناطيسي في جميع المقاييس الزمنية والمكانية. سيوفر HMI تغطية كاملة للعمليات المغناطيسية في الغلاف الضوئي المرئي. سيتم تجميع الخرائط المغناطيسية في خرائط سينوبتيكية ومتزامنة (على غرار خرائط كارينغتون التقليدية ولكنها مصححة للدوران المختلف) وسيتم تعقب بقع المنطقة النشطة HMI المستخرجة عبر الشمس. سيتم حساب العديد من المنتجات بإيقاع ودقة مختلفة لاستخدامها في نماذج الحقل المغناطيسي الإكليلي والرياح الشمسية والتنبؤ بالنشاط والدراسات المرتبطة.

يعد حقل المتجه واحدًا من أكثر المراقبات الفيزيائية المهمة غائبًا في الغالب عن الغلاف الجوي الشمسي النشط. سينتج HMI العديد من سلاسل البيانات القياسية لحقول المتجهات. سيتم حساب تحليل القرص الكامل للإيقاع لمدة 12 دقيقة بشكل روتيني ومستمر لتوفير شروط حدودية لنمذجة إكليلية واسعة النطاق. ستوفر HMI ، بمساعدة تقنية الانعكاس القوية ، أيضًا حقلًا مغناطيسيًا متجهًا متتبعًا بالواقع المعزز وكامل القرص عند الطلب ، ومعلمات ديناميكية حرارية للبلازما الضوئية ، مع تقديرات خطأ معقولة. ستُستخدم هذه البيانات للقياس الكمي للطاقة الحرة للمجال المغناطيسي ، والضغوط المغناطيسية ، والطائرة الحلزونية ، مما يوفر مدخلات مهمة للعديد من أهداف ومهام العلوم الأولية الخاصة بـ HMI وغيرها من تحقيقات SDO. تشتمل منتجات بيانات HMI على متجه Stokes الخام عند ستة أطوال موجية عبر الخط يتم الحصول عليها كل 90 - 135 ثانية ويتم متوسطها عادةً في منتج مدته 12 دقيقة. يتم حساب إصدارات Milne – Eddington بشكل روتيني من هذه الإصدارات كما وصفها Borreroوآخرون. (2010). يُحسب المنتج فورًا باعتباره متجهًا نهائيًا من خلال تطبيق تقنية تعظيم الاتجاه الميداني ، نظرًا لأن معلمات Stokes لا يمكنها التمييز بين قطبية مكون الحقل الطبيعي لخط البصر (Metcalf، 1994 Metcalf وآخرون.، 2006 ليكاوآخرون.،2009). يوفر HMI تحديًا جديدًا وفرصة للدراسات الميدانية: الملاحظات متاحة للقرص الكامل في جميع الأوقات. وهكذا ، بينما يتم تضمين جميع المناطق النشطة ذات الحقول القوية حيث من المتوقع أن تسفر طرق الحقل المغناطيسي المتجه عن قياسات دقيقة بشكل معقول ، تشمل الملاحظات أيضًا مناطق كبيرة من الحقول المعزولة حيث قد تكون المتوسطات المكانية مفيدة ولكن يصعب تحقيقها بطريقة قوية. يعتمد رمز التحسين لاستدلال الحقول المغناطيسية الإكليلية غير الخطية الخالية من القوة على عمل Wiegelmann (2004) و Wiegelmann و Inhester و Sakurai (2006). ونحن ننتج أيضا سرعات يستدل من البلازما، uxes فلوريدا حلزونية، وبوينتنج المغناطيسي على أساس تتبع تقنيات (يلشوآخرون.،2007 Schuck، 2008) تم وصف منتجات البيانات المغناطيسية بمزيد من التفصيل في http://jsoc.stanford.edu/jsocwiki/MagneticField.

ستعطي ملاحظات تقدير الشدة في السلسلة المتصلة بالقرب من الخط الطيفي HMI مقياسًا مفيدًا جدًا للبقعة ومنطقة الوجه ومصادر الإشعاع الأخرى. سيكون هذا مهمًا لدراسة العلاقة بين عمليات MHD في الداخل والجو السفلي وتغيرات الإشعاع. كما سيتم استخدام البيانات المتصلة لتحليل شكل الأطراف ، ولأغراض المعلومات العامة والتعليم. كمنتجات جانبية لمنتجات دوبلر و Continuum ، ستنتج HMI تقديرات لعمق الخط وعرض الخط لخط FeI617.3 نانومتر.

كما يتم إنتاج البيانات الخاصة بتخطيط المراقبة لبرامج المراقبة التعاونية وللتنبؤ بظواهر طقس الفضاء كمنتجات قياسية. سيتم تحديد بقع منطقة HMI النشطة (HARPs) وتتبعها كل 12 دقيقة. يتوفر المجال المغناطيسي لخط الرؤية ، والصور الملتقطة ، ومنتجات البيانات الأخرى لتحقيقات وتنبؤات طقس الفضاء في الوقت الفعلي تقريبًا. يمكن حساب كميات الحقل المتجه بتأخر أطول قليلاً. سيتم حساب السلاسل الزمنية للكميات المحسوبة لطقس الفضاء ، مثل إجمالي التدفق الكلي وطول الخط المحايد ، لكل HARP على إيقاع سريع. تتوفر المنتجات شبه الآنية بفترات تأخير من وقت المراقبة أقل من 30 دقيقة. على أساس منتظم (يوميًا أو في كثير من الأحيان) ، سنقدم خرائط قرص كامل لتوزيع سرعة الصوت وتدفقات الكتلة في منطقة الحمل الحراري العليا ، والحقل المغناطيسي الإكليلي ، وسرعة الرياح الشمسية المتوقعة ، ومؤشر نشاط الجانب البعيد خرائط.

توجد أداة HMI الآن في المدار كجزء من SDO وتنتج بيانات تبدو ذات جودة كافية لتلبية الأهداف الموضحة هنا. يقوم مركز بيانات JSOC بتوزيع البيانات حسب الحاجة. البيانات متاحة للمجتمع الواسع ونأمل أن يكون من المفيد استخدام ملاحظات HMI ومنتجات البيانات لتعزيز الأهداف العريضة لـ SDO.

شكر وتقدير يتم دعم مشروع HMI من خلال عقد ناسا NAS5-02139. دعمت ناسا الجهود المبذولة لتطوير كود التحليل العلمي لخط الأنابيب من خلال منح NNG05GM85G و NNG06GE40G و NNX07AP61G و NNX09AB10G و NNX09AG81G و NNX10AC55G. نود أن نشكر إليزابيث سيترين مديرة برنامج SDO التابع لوكالة ناسا ، وباربرا طومسون ودين بيسنيل علماء مشروع SDO ، ومادوليكا جواثاكورتا عالم برنامج NASA LWS ، وآرثر بولندا ، وجورج ويثبرو ، وريتشارد فيشر في مقر ناسا للدعم التكويني والمستمر.

يشكر المؤلفون فريق HMI بأكمله للمساعدة في تطوير نظام بيانات التحقيق والأداة و JSOC. على وجه الخصوص ، كانت الشراكة مع الفريق في LMSAL ضرورية للمضي قدمًا في المشروع. من الواضح أن مشروعًا مثل HMI هو جهد جماعي بمساهمات من الكثيرين. بالإضافة إلى المؤلفين ، ساهم على الأقل الأشخاص التالية أسماؤهم في تطوير تحقيق وأداة HMI (المؤسسات اعتبارًا من الإطلاق):مختبر الفيزياء التجريبية هانسن ، جامعة ستانفورد: جيم ألويز ، آرت أميزكوا ، جون بيك (Co-I) ، كيلي بيك ، سوديبتو تشاكرابورتي ، ميلي تشيثيك ، كيه تشينغ تشو ، كارل سيميلوكا ، سي باستيان كوفيدات ، نانسي كريستنسن ، روميو دورشر ، توماس هارتلب ، كيجي هاياشي ، تيم هوينه ، ستاثيس إيلونيديس ، كيفن كيمبتر ، إيرينا كيتاشفيلي ، راسموس لارسن ، تيم لارسون ، ليان لو ، هاروكو ماكاتاني ، راكيش نيغام ، كونستانتين بارشيفسكي ، بالا بودوفال ، بريان روبرتس ، كيم روس ، ديبورا شيرير ، جينين سوميرز ، Xudong Sun و Hao Thai و Karen Tian و Richard Wachter و Jeff Wade و XuePu Zhao (Co-I) و HEPL Staff ،مختبر لوكهيد مارتن للطاقة الشمسية والفيزياء الفلكية: ديف أكين ، بريت ألارد ، رون باراز ، ميتش بازيوك ، توم بيرجر ، إي بوجل ، بوب كارافالو ، بروك كاربنتر ، سي تشيونج ، كاثي تشو ، روجر شوفالييه ، ك.شوليك ، توم كروز ، جيري دريك ، ديكستر دنكان ، جاي دوسنبري ، جانيت إمبريتش ، كريس إدواردز ، كليف إيفانز ، بيتر فيهر ، باربرا فيشر ، تشارلز فيشر ، صامويل فريلاند ، فرانك فريد لاندر ، جلين جرادول ، هنري هانكوك ، غاري هيمان ، بوب هانيكوت ، إليزابيث هوي ، بروس إيماي ، جيري جانيكا ، رامونا جيمينيز ، دوانا كاسينسكي ، بيتر كاسينسكي ، كلود كام ، نوح كاتز ، كارين كاو ، ديف كيركباتريك ، غاري كوشنر ، مايكل ليفاي ، روس ليندجرين ، غاري لينفورد ، أندريا لينش ، دانيش ماثور ، إد ماكفيترز ، جون مايلز ، كيث ميتشل ، سارة ميتشل ، روث ميكس ، مارجريت مورغان ، روز نافارو ، توم نيكولز ، تريسي نايلز ، جاكي بوكورني ، روجر ريس ، ريك رايردين ، جون بول رايلي ، لوميتا روبيو ، ديفيد شيف ، إيزيلا سكوت ، رالف سيكوين ، شيريل سيلي ، لورانس شينج ، أرايا Silpikul و Larry Springer و Richard Shine و Bob Stern و Louis Tavarez و Edgar Thomas و Ryan Timmons ، داريل تورجرسون ، أنجيل فارغاس ، شان فاريتش ، ديل وولف ، سي جاكوب ولفسون ، كارل ياناري ، روس ياماموتو ، كينت زيكور ،ارتفاع عالي المراقبة: خوان بوريرو سانتياغو ، جريجوري إل كارد ، أنتوني دارنيل ، ريبيكا سي إليوت ، ديفيد إلمور ، جوناثان جراهام ، بروس لايتس ، أرتورو لوبيز أريست ، ماتياس ريمبل ، هيكتور سوكاس-نافارو ،الدفع النفاث معمل: مايكل تورمون ، جيلا: بنيامين براون ، جوين ديكنسون ، نيكولاس فيثرستون ، ديبورا هابر ، برادلي هيندمان ، سواتي روث ، ريجنر ترامبيداك ، جوري تومري (Co-I) ،مركز أبحاث ناسا أميس: ناجي منصور (المشارك الأول) ، آلان وراي (المشارك الأول) ،معهد نيو جيرسي للتكنولوجيا / مرصد بيج بير الشمسي: فيل جود (Co-I) ، فاسيل يورشيشين ،نورث ويست ريسيرش أسوشيتس / كولورادو ريسيرش أسوشيتس: Gra-ham Barnes، Aaron Birch، Doug C. Braun (Co-I)، Ashley Crouch، K.D. Leka (Co-I) ، Charles A. Lindsey (Co-I) ، Tom Metcalf (Co-I ، توفي) ، Orion Poplawski ، Martin Woodard ،المرصد الوطني للطاقة الشمسية: Wal-ter Allen، Olga Burtseva، Irene González Hernández، Frank Hill (Co-I)، Rachel Howe (Co-I)، Rudi Komm، Igor Suarez Sola، Sushanta Tripathy، Kiran Jain، Shakur Kholikov،شركة العلوم التنبؤية: مايكل تشوي ، جون لينكر (المشارك الأول) ، زوران ميكيتش ، بيت رايلي ، تيموفي تيتوف ، جانفييه ويجاياسميثسونيان الفيزياء الفلكية المراقبة: Alisdair Davey، Sylvain Korzennik (Co-I)،جامعة كاليفورنيا، لوس أنجلوس: روجر أولريش (Co-I) ،

جامعة هاواي: مارسيلو إميليو ، جيفري آر كون (المشارك الأول) ، إيزابيل شول ،جامعة ماري لاند حديقة كول ليج: جوديت باب (Co-I) ،جامعة جنوب كاليفورنيا: شون أيرش ، يوهان رايتر ، إدوارد جيه رودس جونيور (المشارك الأول) ، أنتوني سبينيلا ،جامعة ييل: تشارلز بالدنر ، سارباني باسو (الفريق الأول) ،جامعة آرهوس: Jør-gen Christensen-Dalsgaard (Co-I) ،جامعة كامبريدج: دوجلاس جوف (Co-I) ،وكالة الفضاء الأوروبية: برنارد فليك (Co-I) ،المعهد الهندي للفيزياء الفلكية: ديبانكار بانيرجي ، إس. بول راجاجورو ، سراج حسن ،

جامعة جيمس كوك: إيمي نورتون ،معهد ماكس بلانك لأبحاث النظام الشمسي: ريمون بورستون ، لوران جيزون ، ياسين السعيدي ، سامي سولانكي (المشارك الأول) ،مختبر مولارد لعلوم الفضاء: إليزابيث أودن ، لين كولهان (المشارك الأول) ،المرصد الفلكي الوطني لليابان: كاوري ناجاشيما ، تاكاشي سيكي (المشارك الأول) ،

مختبر رذرفورد أبليتون: ريتشارد هاريسون (المشارك الأول) ، سارة دانكن ، ماثيو كالب ، نيك والثام ،

جامعة شيفيلد: مايكل طومسون (Co-I) ،جامعة طوكيو: Hiromoto Shibahashi (Co-I) ،e2v: جاري أوكر ، روب ويلسون ، بول جيرام ،LightMachinery: جون هانتر ، إيان ميلر ، جيف ويمبيريس ،وأكثر حصص التأسيس و Zygo CorpoCorpo-ration: جون كوتون ،حاء المغناطيسية: رالف هوربر.

الوصول المفتوح يتم توزيع هذه المقالة بموجب شروط ترخيص Creative Commons Attribution Noncommer-cial License الذي يسمح بأي استخدام وتوزيع وإعادة إنتاج غير تجاري في أي وسيط ، بشرط ذكر المؤلف (المؤلفين) الأصليين والمصدر.

Bogart ، RS ، Baldner ، C. ، Basu ، S. ، Haber ، DA ، Rabello-Soares ، MC: 2011a ، HMI ring diagram analysis I. خط أنابيب المعالجة.J. فيز. ج271 (1) ، 012008. دوى:10.1088/1742-6596/271/1/012008.

Bogart، RS، Baldner، C.، Basu، S.، Haber، DA، Rabello-Soares، MC: 2011b، HMI ring diagram analysis II. منتجات البيانات.J. فيز. ج271 (1) ، 012009. دوى:10.1088/1742-6596/271/1/012009.

Borrero، JM، Tomczyk، S.، Kubo، M.، Socas-Navarro، H.، Schou، J.، Couvidat، S.، Bogart، R: 2010، VFISV: انعكاس سريع جدًا لمتجه ستوكس لزلزال الشمس وتصوير مغناطيسي.فيز للطاقة الشمسية.

براون ، العاصمة ، ليندسي ، سي: 2001 ، التصوير الزلزالي لنصف الكرة الأرضية البعيد للشمس.الفلك. جي ليت.560, L189 - L192. دوى: 10.1086 / 324323.

Couvidat، S.، Zhao، J.، Birch، AC، Kosovichev، AG، Duvall، TL، Parchevsky، K.، Scherrer، PH: 2010، تنفيذ ومقارنة إجراءات قياس وقت السفر الصوتي لمرصد الديناميات الشمسية / خط أنابيب علم الزلزال الشمسي وتصوير مغناطيسي بالزمن والمسافة.فيز للطاقة الشمسية.

Couvidat، S.، Schou، J.، Shine، RA، Bush، RI، Miles، JW، Scherrer، PH، Rairden، RL: 2011 ، اعتماد الطول الموجي لأداة التصوير الشمسي والمغناطيسي (HMI) على متن مرصد ديناميات الطاقة الشمسية ( SDO).فيز للطاقة الشمسية.دوى: 10.1007 / s11207-011-9723-8.

دروبنس ، إي ، ليتلتون ، إيه ، بيسنيل ، دبليو دي ، بوهر ، إس ، بيك ، كيه ، دورشر ، آر ، هيل ، إس ، ماكافري ، إم ، ماكين زي ، إي ، شيرير ، دي. ، وولت ، أ: 2011 ، برنامج التعليم والتوعية SDO: تغيير التصورات برنامج واحد كوقت.فيز للطاقة الشمسية.قبلت.

دوفال ، T.L. جونيور ، جيفريز ، إس إم ، هارفي ، جيه دبليو ، بوميرانتز ، ماجستير: 1993 ، علم الشمس الزلزالي بين الوقت والمسافة. طبيعة362 ، 430 - 432. دوى:10.1038 / 362430a0.

دوفال ، T.L. Jr.، Kosovichev، AG، Scherrer، PH، Bogart، RS، Bush، RI، de Forest، C.، Hoeksema، JT، Schou، J.، Saba، JLR، Tarbell، TD، Title، AM، Wolfson، CJ، Milford، PN: 1997، علم الززل الشمسي عن بعد مع أداة MDI: النتائج الأولية.فيز للطاقة الشمسية.170, 63 – 73.

Haber ، D.A. ، Hindman ، B.W. ، Toomre ، J. ، Bogart ، RS ، Larsen ، RM ، Hill ، F: 2002 ، تطور خلايا الدوران الأرضية المغمورة المغمورة داخل منطقة الحمل العلوي التي كشف عنها تحليل مخطط الحلقة. أسترو فيز. ج.570 ، 855 - 864. دوى:10.1086/339631.

هاثاواي ، د. ، SDO SDT Panel: 2001 ، تقرير مرصد ديناميات الطاقة الشمسية لفريق تعريف العلوم. تقرير تقني. تم الوصول إليه في 13 مايو 2011. http://www.nswp.gov/sdo/sdo_sdt_report.pdf.

Howe ، R: 2008 ، علم الشمس والدورة الشمسية.حال. دقة الفضاء.41 ، 846 - 854. دوى:10.1016 / j.asr.2006. 12.033.

Howe، R.، Hill، F.، Komm، R.، Christensen-Dalsgaard، J.، Larson، TP، Schou، J.، Thompson، MJ، Ulrich، R: 2011، التذبذب الالتوائي والدورة الشمسية الجديدة .J. فيز. ج271 (1) ، 012074. دوى: 10.1088/1742-6596/271/1/012074.

Komm، R.، Howe، R.، Hill، F.، González Hernández، I.، Haber، D: 2011، دورة الطاقة الشمسية للتغير المنطقي والخطي.J. فيز. ج271 (1) ، 012077. دوى:10.1088/1742-6596/271/1/012077.

Kosovichev، A.G: 1996 ، التصوير المقطعي لداخل الشمس.الفلك. جي ليت. 461 ، L55 - L57. دوى: 10.1086 / 309989.

Kosovichev، A.G: 2003 ، ما الذي يعلمنا إياه علم الشمس عن الشمس. في: ويلسون ، أ. (محرر)شمسي المتغير كمدخل لبيئة الأرض535، ESA، Noordwijk، 795-806.

Kosovichev ، A.G: 2011 ، علم الشمس المحلي للبقع الشمسية: الوضع الحالي والمنظورات.فيز للطاقة الشمسية.، قدمت.

Kosovichev، A.G.، HMI Science Team: 2004، HMI Science Plan. تم الوصول إليه في 13 مايو 2011. edu / doc / HMI-S014.pdf.

Kosovichev، A.G.، Duvall، T.L.الابن ، شيرير ، PH: 2000 ، طرق ونتائج انعكاس الوقت والمسافة (مراجعة مدعوة).فيز للطاقة الشمسية.192, 159 – 176.

لارسون ، ت. ، شو ، ي.: 2011 ، خط أنابيب تحليل بيانات علم الشمس الشمسي العالمي.J. فيز. ج271(1), 012062. دوى: 10.1088 / 1742-6596 / 271/1/012062.

Leka، KD، Barnes، G.، Crouch، AD، Metcalf، TR، Gary، GA، Jing، J.، Liu، Y: 2009، حل الغموض 180 درجة في بيانات الحقل المغناطيسي المتجه للشمس: تقييم تأثيرات الضوضاء ، الدقة المكانية وافتراضات الطريقة.فيز للطاقة الشمسية.260 ، 83 - 108. دوى:10.1007 / s11207-009-9440-8.

Lemen، JR، Title، AM، Akin، DJ، Boerner، PF، Chou، C.، Drake، JF، Duncan، DW، Edwards، CG، Friedlaender، FM، Heyman، GF، Hurlburt، NE، Katz، NL، Kushner ، GD، Levay، M.، Lindgren، RW، Mathur، DP، McFeaters، EL، Mitchell، S.، Rehse، RA، Schrijver، CJ، Springer، LA، Stern، RA، Tarbell، TD، Wuelser، J.- P.، Wolfson، CJ، Yanari، C.، Bookbinder، JA، Cheimets، PN، Caldwell، D.، Deluca، EE، Gates، R.، Golub، L.، Park، S.، Podgorski، WA، Bush، RI، Scherrer، PH، Gummin، MA، Smith، P.، Auker، G.، Jerram، P.، Pool، P.، Sou i، R.، Windt، DL، Beardsley، S.، Clapp، M.، Lang ، J. ، Waltham ، N: 2011 ، مجموعة التصوير الجوي (AIA) على مرصد ديناميات الطاقة الشمسية (SDO).فيز للطاقة الشمسية.دوى: 10.1007 / s11207-011-9776-8.

Linker ، J.A. ، Mikic ، Z: 1997 ، توسيع النماذج الإكليلية إلى مدار الأرض. في: كروكر ، ن. ، جوسلين ، ج. ، فين مان ، ج. (محرران)القذف الكتلي التاجي: الأسباب والنتائج,الجيوفيز. مونوجر. سر.99 ، AGU ، واشنطن.

LITES، B.W.، Skumanich، A.، مارتينيز بيليه، V: 1998، ناقل الحقول المغناطيسية الناشئة فلوريدا الشمسية UX. I. الخصائص في موقع الظهور.أسترون. الفلك.333, 1053 – 1068.

Mason، G.، LWS Panel: 2001، Living with a star science architecture team report to SECAS. تقرير تقني. تم الوصول إليه في 13 مايو 2011. http://www.nswp.gov/lwsgeospace/SECAS/LWSSAT_SECASreport _30Aug01.pdf.

ميتكالف ، تي آر: 1994 ، حل الغموض البالغ 180 درجة في قياسات المجال المغناطيسي المتجه: حل الطاقة "الأم الصغيرة".فيز للطاقة الشمسية.155 ، 235 - 242. دوى:10.1007 / BF00680593.

Metcalf، TR، Leka، KD، Barnes، G.، Lites، BW، Georgoulis، MK، Pevtsov، AA، Balasubramaniam، KS، Gary، GA، Jing، J.، Li، J.، Liu، Y.، Wang، HN، Abramenko، V.، Yurchyshyn، V.، Moon، Y.-J: 2006، نظرة عامة على الخوارزميات الموجودة لحل الغموض البالغ 180 درجة في الحقول المغناطيسية المتجهة: الاختبارات الكمية مع البيانات التركيبية.فيز للطاقة الشمسية.237 ، 267 - 296. دوى:10.1007 / s11207-006-0170-x.

Rajaguru، S.P.، Wachter، R.، Sankarasubramanian، K.، Couvidat، S: 2010، Local helioseismic and Spectro-scopic التحليلات للتفاعلات بين الموجات الصوتية والبقع الشمسية.الفلك. جي ليت.721 ، L86 - L91. دوى: 10.1088 / 2041-8205 / 721/2 / L86.

Scherrer ، P.H. ، فريق HMI: 2002 ، المصور الشمسي والمغناطيسي لمرصد ديناميات الطاقة الشمسية. Ac-cessed 13 مايو 2011. http://hmi.stanford.edu/doc/HMI-S001.pdf.

شيرير ، PH ، بوجارت ، RS ، بوش ، RI ، Hoeksema ، JT ، Kosovichev ، AG ، Schou ، J. ، Rosenberg ، W. ، Springer ، L. ، Tarbell ، TD ، Title ، A. ، Wolfson ، CJ ، Zayer ، I. ، فريق هندسة MDI: 1995 ، تحقيق التذبذبات الكبيرة - Michelson Doppler Imager.فيز للطاقة الشمسية. 162 ، 129 - 188. دوى:10.1007 / BF00733429.

Schou، J.، Antia، HM، Basu، S.، Bogart، RS، Bush، RI، Chitre، SM، Christensen-Dalsgaard، J.، di Mauro، MP، Dziembowski، WA، Eff-Darwich، A.، Gough ، DO، Haber، DA، Hoeksema، JT، Howe، R.، Korzennik، SG، Kosovichev، AG، Larsen، RM، Pijpers، FP، Scherrer، PH، Sekii، T.، Tarbell، TD، Title، AM، Thompson ، MJ، Toomre، J: 1998، دراسات هيليوزيزمية للدوران التفاضلي في الغلاف الشمسي عن طريق تحقيق التذبذبات الشمسية باستخدام Michelson Doppler Imager.الفلك. ج.505, 390 - 417. دوى: 10.1086 / 306146.

Schou، J.، Borrero، J.M.، Norton، A.A.، Tomczyk، S.، Elmore، D.، Card، GLL: 2010، Polarization calibration of the helioseismic and Magnetic image (HMI) on the Solar Dynamics Observatory (SDO).شمسي فيز.دوى: 10.1007 / s11207-010-9639-8.

Schou، J.، Scherrer، PH، Bush، RI، Wachter، R.، Couvidat، S.، Rabello-Soares، MC، Bogart، RS، Hoeksema، HT، Liu، T.، Duvall، JTL، Akin، DJ، Allard، BA، Miles، JW، Rairden، R.، Shine، RA، Tarbell، TD، Title، AM، Wolfson، CJ، Elmore، DF، Norton، AA، Tomczyk، S: 2011 ، أداة التصوير الشمسي والمغناطيسي تصميم ومعايرة الأرض. فيز للطاقة الشمسية.

Schuck ، P.W: 2008 ، تتبع الرسوم المغناطيسية المتجهة باستخدام معادلة الحث المغناطيسي.الفلك. ج.683, 1134 - 1152. دوى: 10.1086 / 589434.

Siscoe، G.، Schwenn، R: 2006، التنبؤ باضطراب CME.علوم الفضاء. القس.123 ، 453 - 470. دوى:10.1007 / s11214-006-9024-y.

العنوان ، ظ.: 1997 ، لغز الشمس بالقرب من الحل ببيانات من المركبة الفضائية SOHO ، قد تفسر السجادة المغناطيسية المكتشفة حديثًا للشمس التسخين الإكليلي. تم الوصول إليه في 13 مايو 2011. http://soi.stanford.edu/press/ ssu11-97 /.

العنوان ، AM ، Schrijver ، CJ: 1998 ، السجادة المغناطيسية للشمس. في: Donahue ، R.A. ، Bookbinder ، J.A. (محرران)

النجوم الرائعة والأنظمة النجمية والشمس154 ، أسترون. شركة باك. ، سان فرانسيسكو ، 345.

van Driel-Gesztelyi، L.، Culhane، J.L: 2009، الانبثاق المغناطيسي والنشاط والانفجارات والسحب المغناطيسية: بعد الحقل المغناطيسي من الشمس إلى الغلاف الشمسي. علوم الفضاء. القس. 144, 351 – 381. دوى: 10.1007 / s11214-008-9461-x.

Wachter، R.، Schou، J.، Rabello-Soares، MC، Miles، J.W.، Duvall، T.L.، Bush، R.I .: 2011 ، جودة الصورة للتصوير الشمسي والمغناطيسي (HMI) على متن مرصد الديناميات الشمسية (SDO).فيز للطاقة الشمسية.

Welsch، BT، Abbett، W.P.، De Rosa، M.L.، Fisher، GH، Georgoulis، M.K.، Kusano، K.، Longcope، DW، Ravindra، B.، Schuck، P.W: 2007 ، اختبارات ومقارنات تقنيات عكس السرعة.الفلك. ج.670 ، 1434 - 1452. دوى:10.1086/522422.

Wiegelmann، T: 2004، كود التحسين مع وظيفة الترجيح لإعادة بناء الحقول المغناطيسية الإكليلية.فيز للطاقة الشمسية.219 ، 87-108. دوى:10.1023 / ب: SOLA.0000021799.39465.36.


تحليل الموجة المستوية لموجات الجاذبية الصوتية الشمسية: نهج جديد (قليلاً)

لقد تم إثبات أن تحليل الموجة المستوية ثلاثي الأبعاد الكامل للتذبذبات الشمسية يمكن إجراؤه بسهولة وانعكاس النتائج للحصول على استنتاجات معقولة على الأقل حول ديناميكيات الغلاف الحراري العلوي (Hill ، 1988).

في هندسة المستوى ، يمكن كتابة المعادلات الديناميكية التي تحكم موجات الجاذبية الصوتية بكل بساطة. من السهل جدًا إظهار أن الحركة بالنسبة لمراقب المجال الذي تنتشر فيه الموجات ينتج عنها انزياح تردد ظاهر يتناسب مع حاصل الضرب النقطي لمتجه السرعة ومتجه رقم الموجة الأفقي v (x ، y ، z ) & # 183 ك (س ، ص ، ض) ، بمتوسط ​​مناسب في العمق z لكل وضع eigenmode. تؤدي الاختلافات في سرعة الصوت إلى تحولات تردد تتناسب مع مربع رقم الموجة.

يتضمن التعيين من إحداثيات التصوير الشمسي ضمنيًا تتبع السطح الشمسي ، على الأقل إلى الحد الذي يعكس فيه نظام الإحداثيات الهليوغرافي متوسط ​​حركة السطح. نظرًا لأن الكرة الضوئية تدور بشكل تفاضلي ، فإن السؤال عن الإحداثيات التي يجب استخدامها ليس بالأمر الهين. هناك ثلاثة خيارات أساسية: افتراض دوران جسم جامد (باستخدام إحداثيات كارينغتون على سبيل المثال) لتحمل دوران موحد لمجال الاهتمام ، ولكن بمعدل مناسب لبعض خطوط العرض التمثيلية داخل الحقل أو لتتبع كل خط عرض بشكل مستقل ، باستخدام نظام إحداثيات القص. أثناء تطوير تقنيات التحليل والتحقق من صحتها ، قمنا حتى الآن بتقييد اهتمامنا بمجموعات البيانات التي لا يزيد طولها عن بضعة أيام ، وبالتالي فإن القص التفاضلي على مجالات الرؤية الصغيرة نسبيًا ليس مصدر قلق. ومع ذلك ، فقد اخترنا استخدام المعدل الأساسي لتتبع معدل الدوران التفاضلي المناسب لمركز الحقل المحدد. هذا يعني أن إحداثيات كارينغتون التي تصف الحقل قابلة للتطبيق فقط في لحظة واحدة. نصف الحقل بإحداثيات كارينجتون لمركزه في الوقت (الافتراضي) لعبور خط الزوال المركزي المرصود من الأرض.

أثناء تعيين البيانات ، يتم ترميزها أيضًا في نمط دائري متماثل ، من أجل القضاء على تأثيرات الترددات المكانية الأعلى غير المتناحية في البيانات الناتجة عن استخدامنا للحقل المربع.

يتم بعد ذلك تحويل السلسلة الزمنية للبيانات المعينة والمرخصة إلى فورييه إلى ثلاثة أبعاد ويتم حساب طيف القدرة k-w ثلاثي الأبعاد بالطرق القياسية. إن سهولة وسرعة هذا الحساب هي التي توفر الزخم لتحليل الموجة المستوية. تنظم الشفرات الذاتية طيف القدرة في أسطح ذات قوة ذروة محلية بالشكل التقريبي w

الجذر التربيعي (ك). يوضح الشكل 1 قطعتين عبر طيف القدرة النموذجي. الأول يكافئ المستوى k y = 0 ، المقابل لمخطط قياسي أحادي البعد kw (أو lv). والثاني هو قطع في الفضاء بتردد زمني معين. الحلقات المميزة للقوة التي تمثل الأنماط الذاتية المتتالية لتناقص الترتيب الرأسي مع زيادة k قد ألهمت اسم `` تحليل الرسم التخطيطي الدائري '' لهذا الفرع من علم الشمس.

حتى هذه النقطة ، باستثناء اختيار التعيين والتتبع ، يكون التحليل قياسيًا تمامًا. تأتي الفرصة الحقيقية لتحقيق الكفاءة (والأخطاء المنهجية المختلفة) في تحديد معالم تشوهات أسطح الوضع الذاتي الفردية. لأن تأثير الدرجة الأولى بسبب التأفق هو تغيير تردد وضع معين بمقدار يتناسب مع v & # 183 k = vk cos (0) ، حيث 0 هي الزاوية بين متجه k واتجاه الحركة ، نحن `` نزيل '' السطح لقيمة معينة من k ، أي أننا نصنع قطعًا أسطوانيًا عبر طيف الطاقة الموازي للمحور w ، ونعطي P (w ، 0). القمم في طيف الطاقة ثنائي الأبعاد هذا عبارة عن سلسلة من الخطوط المستقيمة تقريبًا عند الترددات الذاتية ، مع اعتماد جيبي طفيف على 0. (انظر الشكل 2 والشكل 3). نحدد التردد w n (0) لكل وضع eigenmode ثم نحلله فورييه. السعة والمرحلة للمصطلح من الدرجة الأولى في تمدد فورييه ثم يعطيان مقدار واتجاه حركة السوائل على التوالي. توفر الشروط العليا للدورة معلومات عن تأثيرات الدرجة الثانية لتغير سرعة الصوت. يتم إجراء هذا التحليل لكل وضع يمكن تحديده بوضوح ويتم تكراره لقيم عديدة لـ k بحيث يمكن بناء معلمات التشويه كوظائف ذات الترتيب الشعاعي n ورقم الموجة الأفقية k للعكس. بالطبع لا يتم تحديد حجم الموجات إلا في الاتجاه العمودي من خلال تجويف الملاءمة وفقًا لافتراض الموجة المستوية لدينا ، وهي مستمرة في k ، واختيار مدى سماكة القطع الأسطوانية وكيفية تباعدها أمر تعسفي وتمليه البيانات بشكل أساسي الدقة. ولكن بالنسبة للتحليل الكروي التوافقي للتذبذبات ذات التردد المكاني العالي في الاتجاه الأفقي ، فمن المستحيل عمومًا عزل السلالات الذاتية الفردية حسب الدرجة والترتيب السمتي أيضًا.

لقد حللنا بشكل مستقل نفس التحديدات من مجموعة بيانات الاختبار باستخدام الطرق الموضحة في Haber et al. (1995) وتلك الموصوفة هنا. لقد استخدمنا وقارننا برامج مستقلة لأداء جميع المراحل الأولية للتحليل من رسم الخرائط إلى تحديد طيف القدرة ، ثم استخدمنا طرقًا مستقلة لتحديد الوضع وتحديد المعاملات المطبقة على نفس أطياف القدرة. النتائج الأولية الفعلية معروضة في مكان آخر (بوغارت وآخرون ، 1995). نحن هنا نركز فقط على اختبارات التحقق من الصحة.

كان اختبار التحقق الأساسي هو أخذ مجموعة بيانات تتكون من بيانات يوم واحد (تلك بتاريخ 22 يونيو 1993) ، واختيار منطقة معينة ، ثم تتبع المنطقة في كل من معدلات مختلفة في اتجاهات مختلفة. لم تكن معدلات التتبع معروفة لأولئك الذين يؤدون معلمات الوضع. افتراضنا هو أنه بدون إجراء انعكاس وبدون معرفة تفاصيل ملف تعريف السرعة الحقيقية مع العمق ، يجب أن يظل صحيحًا أن الترجمة المنتظمة للمراقب سترفع أو تخفض الترددات بمقدار ثابت لكل وضع ، بحيث تكون الاختلافات بين سرعات المتجه المستنبطة في حالتين لأي وضع يجب أن تكون هي نفسها الاختلافات في سرعات المجال المتولدة بشكل مصطنع. النتائج من الطريقة الجديدة موضحة في الشكل 5 ، والنتائج من كلتا الطريقتين مذكورة في الجدول 1. ومن الواضح أن كلا الطريقتين تعطي نتائج متشابهة تقريبًا وتتطابق مع اختلافات السرعة المتوقعة في حدود 20 م / ث. نحن نعتبر هذا تأكيدًا واعدًا جدًا للقوة والدقة الأساسيتين لهذه التقنية. هناك بعض الاستثناءات الملحوظة: قللت تقنية الرسم البياني الدائري بشكل خطير من تقدير مكون السرعة الزوالي في حالة واحدة (C) ، وكلاهما كان بعيدًا عن المكون النطاقي المتوقع في الحالة (A). نظرًا لأن هذه الحالة تضمنت تغييرات في مكونات الترتيب الأعلى في قانون التناوب التفاضلي ، فقد يؤدي ذلك إلى كشف خطأ في برنامج التتبع ، لكن ليس لدينا تفسير في هذا الوقت. لا يزال هناك المزيد من العمل الذي يتعين القيام به لاستكشاف أي اختلافات منهجية محتملة بين الطريقتين. من الضروري أيضًا بالطبع التعامل مع مشكلة الانعكاس للهيكل الرأسي لحقل السرعة بالإضافة إلى تأثيرات الدرجة الثانية لتغيرات سرعة الصوت.

سنقوم باستخراج خرائط لكل معايرة يمكن ملاحظتها تتمحور حول مجموعة من نقاط الاختيار. سيكون للصور الفرعية المعينة لحقل القرص الكامل مدى 30 درجة ، أي تمتد على الأقل 15 درجة من مركز الاختيار في جميع الاتجاهات. سيتم تتبع المناطق المعينة بمعدل دوران ثابت ينطبق على خط عرض مركز الاختيار والإشارة إلى إحداثيات التصوير الشمسي للمركز في وقت عبور خط الزوال كما لوحظ من الأرض. ستكون مراكز الاختيار من بيانات القرص الكامل موجودة على مسافات 15 درجة تقريبًا تمتد حتى خط العرض & # 17760 درجة. (سيكون حجم الحقول أصغر بالطبع ويكون التباعد بينها أقرب إلى الحقول عالية الدقة.)

لكل سلسلة زمنية من المناطق المتعقبة في مركز اختيار معين ، سنقوم بحساب أطياف القدرة المكانية والزمانية لعينات زمنية مدتها حوالي 3 أيام (4096 دقيقة) لسلسلة بيانات أطول ، وسيتم حساب أطياف القدرة المتعددة بحيث يتم أخذ عينات من سلسلة البيانات بأكملها. سيتم تحليل أطياف القدرة هذه باستخدام الإجراء الموصوف في هذه المذكرة لإنشاء جداول من معاملات الدرجة الأولى وربما الثانية في التمدد السمتي لتحولات التردد كوظائف للترتيب الشعاعي ورقم الموجة الأفقية حتى تردد نيكويست المكاني. نعتقد أنه يمكن استخدام معاملات إزاحة التردد بهذا الشكل كنقطة انطلاق للانعكاسات ، ولكن هذا لا يزال يتعين تحديده.

مراجع

الجداول

  • الجدول 1: مقارنة السرعات المستنبطة والسرعات الفعلية في منطقة مخطئة بشكل مصطنع. الطريقة الموصوفة هنا تسمى طريقة فورييه الموضحة في Haber et al. (1995) طريقة الحلقة.

الأرقام

  • الشكل 1: مقطوعان قياسيان عبر طيف طاقة الموجة المستوية لسلسلة زمنية من البيانات ليوم واحد من مقياس هيليوزيومومتر عالي L. المنطقة المتعقبة كبيرة ، وتمتد 30 درجة من مركزها. القطع الموضح في (أ) يكافئ قطعًا على طول مستوى اتجاه معين لـ k ، يتم إجراؤه بالفعل عن طريق أخذ متوسطات السمت على جميع القيم لكل k. (ب) ، مخطط الحلقة ، هو قطع من خلال مستوى تردد زمني معين w ، وبالتالي فإن المحورين هما k x و k y.


خيارات الوصول

شراء مقال واحد

الوصول الفوري إلى المقال الكامل PDF.

سيتم الانتهاء من حساب الضريبة أثناء الخروج.

اشترك في المجلة

الوصول الفوري عبر الإنترنت إلى جميع الإصدارات اعتبارًا من عام 2019. سيتم تجديد الاشتراك تلقائيًا سنويًا.

سيتم الانتهاء من حساب الضريبة أثناء الخروج.


6 الخلاصة

لقد أبلغنا عن أربع حالات لانبثاق التدفق تتكون من تغيير نصف القطر المعتمد على السمت وسرعة تدفقات الخندق قبل ظهور التدفق المغناطيسي حول البقعة الشمسية في AR12673 بمقدار 2 إلى 12 ساعة. يتمثل التغيير الأكثر وضوحًا في الخندق المائي في زيادة محلية لنصف قطره بنسبة 20 إلى 35٪. الأهم من ذلك ، في جميع الحالات ، يكون هذا التغيير هو الحد الأقصى في موقع ظهور التدفق المغناطيسي اللاحق. بكلمات بسيطة ، في حالة AR12673 ، تعمل طوبولوجيا الخندق كبوصلة تشير إلى مناطق ظهور التدفق قبل ساعات قليلة من حدوثه.

نحن نقر بأننا درسنا منطقة نشطة واحدة فقط ، وبالتالي ، فإن فرضيتنا عن الحبيبات الفائقة الناشئة التي تزعج حدود الخندق هي تخمينية إلى حد ما. نعتزم تطبيق طريقة استخراج الخندق الخاص بنا على عدد كبير من المناطق النشطة الأخرى لتوصيف تطورها بشكل أفضل. سيساعد هذا أيضًا في تحديد ما إذا كان يمكن توقع ظهور التدفق المغناطيسي من خلال اكتشاف ظهور الحبيبات الفائقة بالقرب من الخندق.


التطورات الحديثة في المغناطيسية العالمية للطاقة الشمسية وتقلبها

نناقش التقدم الملاحظ والنظري والعددي الأخير الذي تم إحرازه في فهم المغناطيسية العالمية للشمس وتقلبها على المدى القصير والطويل. نناقش العملية الفيزيائية التي يُعتقد أنها في أصل المجال المغناطيسي للشمس ودورتها التي تبلغ 22 عامًا ، وهي حركة الدينامو ، والتفاعل غير الخطي بين الحمل الحراري ، والدوران ، والإشعاع ، والمجال المغناطيسي ، مما يؤدي إلى تعديل ثابت الشمس أو تدفقات واسعة النطاق مثل التذبذبات الالتوائية. نناقش أيضًا دور التكافؤ الميداني وعائلات الدينامو في شرح التركيب متعدد الأقطاب المعقد للمجال المغناطيسي العالمي الشمسي. ثم نقدم بعض عمليات MHD الرئيسية التي تعمل في الداخل الإشعاعي العميق ونناقش الطوبولوجيا المحتملة للحقل البدائي هناك. أخيرًا ، نلخص كيف ساهم علم الشمس في هذه التطورات الأخيرة وكيف يمكن أن يساهم في حل المشكلات الحالية التي لم يتم حلها في ديناميات الطاقة الشمسية العالمية والمغناطيسية.

هذه معاينة لمحتوى الاشتراك ، والوصول عبر مؤسستك.


4 مناقشة نتيجة التقييم العام والاستنتاجات

يجب أن يتكون التنبؤ الفعال بالعواصف المغناطيسية الأرضية العابرة من مجموعة قوية من التنبؤ طويل الأجل وقصير الأجل. يتميز التنبؤ طويل الأجل بالعواصف المغناطيسية الأرضية بميزة فترات التسليم الطويلة ، في ترتيب الأيام ، التي يمكن أن يستخدمها المستخدم النهائي للتنبؤات التشغيلية للإعدادات وإجراءات التخفيف. ومع ذلك ، فإن تنبؤات وقت الوصول المستمدة فقط من التنبؤات طويلة الأجل تكون أقل دقة بشكل عام (

عدم اليقين 7.5-10 ساعات ، ويفترض أنها تعتمد على حالة النمذجة وموقع STEREO بالنسبة للأرض) مقارنة بالتنبؤات قصيرة المدى (

5 دقائق).استفادت التحسينات الأخيرة في التنبؤ بوقت وصول CME بشكل كبير من المواقع شبه المثالية لفقرات SOHO و STEREO. حاليًا ، النماذج التشغيلية التي تستفيد من ملاحظات فقرة التاج مفصولة

180 درجة غير موجودة ولكن يمكن تطويرها من خلال مزيد من البحث الذي يعتمد فقط على ملاحظات التربيع لعام 2011 من STEREO A و B مع الأرض. يمكن أن يساعد ذلك في الحفاظ على قدراتنا للفترة الزمنية 2014-2016. علاوة على ذلك ، فإن أي نماذج تنبؤ طويلة الأجل ببدائل النيكوتين لا تتضمن البنية المغناطيسية للسحب المغناطيسية. غالبًا ما تحدد هذه الفعالية الجغرافية أو الضرر المحتمل الذي قد يحدثه الاضطراب. لذلك ، لا يزال من الضروري إحراز تقدم كبير في البحث من أجل نقل هذه الطريقة إلى الاستخدام التشغيلي الكامل.

تعد ملاحظات كوروناجراف حاليًا أساسية لتغذية نماذج التنبؤ طويلة الأجل الرائدة التي يستخدمها المتنبئون بالعواصف المغناطيسية الأرضية. ومع ذلك ، يمكن أن تكون بيانات كورون فقرة العلاج ببدائل النيكوتين من مكان واحد في الفضاء غير موثوقة بسبب حساسية أجهزة الاستشعار لـ SEPs ، مما قد يؤدي إلى مواقف لا يمكن فيها تنفيذ نماذج التنبؤ طويلة الأجل للعواصف الشديدة. العامل المخفف هو أن الفقرات التاجية المستخدمة حاليًا متباعدة على نطاق واسع عبر الغلاف الشمسي الداخلي ، ومع ذلك ، فإن هذا مجرد موقف مؤقت. تحليلات لأحداث الجسيمات الشمسية في الماضي [على سبيل المثال ، كالينرود ، 1993 ، والمراجع الواردة فيه] وفي 2012 (استبعاد التوهج البعيد الجانب من خلال ملاحظات STEREO D. McMullin ، الاتصالات الشخصية ، 2012) أظهرت أن نقل الجسيمات بعيدًا عن خطوط المجال المغناطيسي جيدة التوصيل يحدث. هذه العملية بطيئة بما فيه الكفاية بحيث أن الجمع بين الفقرات المتباعدة على نطاق واسع يسمح حاليًا بالتغطية الكافية للعواصف الشديدة إلى الشديدة. من ناحية أخرى ، يتحرك STEREO S / C بعيدًا عن الشمس وسيصبح محدودًا من حيث القيمة لتوقع SWx مع تقدم الوقت.

جوبالسوامي وآخرون. [2011] و ويب وآخرون. [2010] يجادل بأن المكان المثالي لمهمة مستقبلية للطقس الفضائي سيكون عند أو بالقرب من نقطة L5 لنظام الشمس والأرض. هذا من شأنه أن يمكّن من نقل البحث إلى عمليات طريقة الكوروناجراف على أفضل وجه. يمكن تحقيق نفس هندسة العرض من منظور L4 (انظر الرسم البياني على http://map.gsfc.nasa.gov/mission/observatory_l2.html). ومع ذلك ، يوفر L4 ميزة واحدة على L5: اتصال المجال المغناطيسي الاسمي بالشمس لأي CMEs سريع الزوال مركزي كما يُرى من الأرض سيقود SEPs بعيدًا عن مصور فقرة L4 ولكنه سيوجهها نحو مصور L5. ستكون مسافات الاتصال الاسمية في خطوط الطول ، نظرًا لظروف الرياح الشمسية الخلفية الاسمية ، & gt90 درجة عند L4 و 30-70 درجة عند L1 و & lt30 درجة عند L5. يمكن أن يؤدي التعرض لتدفقات كبيرة من SEPs أثناء إطلاق CME المرتبط بالأرض إلى أكثر من تأثيرات الصورة للفقرة التاجية. قد يكون من المرجح أن يؤدي اضطراب حدث واحد إلى تعطيل S / C أو إلكترونيات النظام الفرعي خلال أكثر الأوقات حرجًا إذا تم وضعه في L5 مقارنة بـ L4.

يعتمد التنبؤ قصير الأجل بشكل حاسم على بلازما الرياح الشمسية والدقيقة في الوقت المناسب والملاحظات الميدانية من L1. جميع ملاحظات البلازما L1 المتاحة حاليًا والمخطط لها في المستقبل القريب لا تفي باحتياجات التنبؤ ببدائل النيكوتين. باستثناء فترات وجيزة من سرعة الرياح الشمسية التي تتجاوز 2200 كم / ثانية خلال الأحداث الأكثر خطورة ، تدعم البعثات الحالية احتياجات البحث في الفضاء الجغرافي والعمليات مع بيانات أرشيفية Wind / SWE. Wind هو بحث S / C سيصبح عمره 20 عامًا في 2014. إن فشل / فقدان أداة S / C أو SWE لن يترك لنا بيانات أرشيفية كافية لهذا الغرض. يوضح الشكل 1 أنه خلال الحدث المتطرف الوحيد الذي تمت مواجهته في العشرين عامًا الماضية والتي كانت خلالها ملاحظات استجابة الفضاء الجغرافي لمحرك الرياح الشمسية المتطرفة متاحة بجودة جيدة ، فقد تركنا مع ملاحظات مفيدة هامشية للرياح الشمسية من L1. علاوة على ذلك ، فإن عمليات رصد أصول المستقبل القريب وحدها لا تدعم بشكل كافٍ احتياجات البحث للعمليات لنماذج الفضاء الجغرافي أو احتياجات النماذج التي تتطلب بيانات مؤرشفة عن أحداث طقس الفضاء القاسية. الأكثر تضررًا من الظروف في العواصف الشمسية الشديدة هي أجهزة ACE و SOHO للرياح الشمسية ، والتي في العواصف الشديدة لا توفر أي بيانات طاقة شمسية NRT قابلة للاستخدام بسبب قابليتها للتأثر بـ SEPs. تمتد فجوة بيانات البلازما ACE RTSW المستمرة

60 ساعة ومع ذلك ، فإن بيانات المجال المغناطيسي ببدائل النيكوتين من ACE / MAG لا تتأثر.

كما أن جهاز مراقبة الرياح الشمسية الموجود على سطح المكتب SOHO مقصور بسبب محدودية توافر بيانات العلاج ببدائل النيكوتين ، مدفوعة بمشكلة الهوائي في المركبة الفضائية SOHO المتقادمة. يوفر Wind / SWE بعض بيانات بلازما الرياح الشمسية ببدائل النيكوتين ، ولكن هنا يكون S / C عرضة لـ SEPs أثناء العواصف التي تقلل من دقة بيانات NRT. علاوة على ذلك ، يوجد نقص في دعم DSN لكي تعتبر Wind جهاز مراقبة للرياح الشمسية.

سيتحسن الوضع جزئيًا فقط مع إطلاق DSCOVR. من المفترض أن يكون لـ DSCOVR تغطية كافية في الوقت الفعلي ، لكن مستشعر البحث المشتق من الرياح / SWE ، والذي ينقطع عند سرعات الرياح الشمسية بين 1200 و 1250 كم / ثانية ، لن يكون قادرًا على قياس سرعات الرياح الشمسية للعواصف الشديدة والمتطرفة. خلال عواصف الهالوين ، لن تكون بيانات بلازما DSCOVR متاحة حتى الإصدارين الرئيسيين Dst لفترة إجمالية من 12-17 ساعة في DOY 302 ولمدة 5-13 ساعة على DOY 303 (17-30 ساعة في المجموع). التقديرات الأولية من STEREO A / PLASTIC للطرف البعيد البعيد CME في 23/24 يوليو 2012 كان من الممكن أن تؤدي إلى زمن انقطاع إجمالي قدره 12-13 ساعة (T. Galvin ، الاتصالات الشخصية ، 2013).

أخيرًا ، يجب التساؤل عن فائدة L1 كموقع مراقبة لأحداث طقس الفضاء المتطرفة. بينما هناك وقت

30 دقيقة بين الاكتشاف والوصول إلى الأرض لميزة الرياح الشمسية التي تسافر بسرعة 750 كم / ثانية ، هذه المرة يتقلص إلى

10 دقائق أو أقل للعواصف الشديدة. ومع ذلك ، فإن وقت الاكتشاف الذي يبلغ 10 دقائق لا يساوي وقت تحذير 10 دقائق. يتم تقليل وقت رد الفعل الفعلي من خلال أوقات المعالجة والتحقق وربما تنفيذ حساب تنبؤ النموذج ، مما يقلل أوقات التحذير الفعلية إلى أقل من 5 دقائق. يبدو من غير المحتمل أن تكون القرارات بعيدة المدى ، مثل تلك التي تنطوي على تدابير وقائية دراماتيكية مطبقة على شبكة الطاقة ، ممكنة بناءً على الملاحظات مع مثل هذا المهلة القصيرة.

لذلك ، لا توجد ولن تكون هناك تحذيرات قصيرة الأجل موثوقة (أي تشغيلية) من العواصف المغناطيسية الأرضية الشديدة. تأتي التحذيرات طويلة المدى المستندة إلى فقرة التاج مصحوبة بشكوك كبيرة في وقت الوصول ، ومن المفترض أن تزداد هذه الشكوك في الإطار الزمني 2013-2015. يجب أن يعتمد التنبؤ التشغيلي الحالي على بيانات المجال المغناطيسي من L1 كمؤشر لصدمة وشيكة أو سحابة مغناطيسية. لحسن الحظ ، أثناء عاصفة الهالوين الرئيسية أثناء تعطيل كاشف بلازما الرياح الشمسية ، لوحظ ضغط صدمة في بيانات المجال المغناطيسي. إيفانز وآخرون [2004] اكتب أن "... [أ] 0601 بالتوقيت العالمي المنسق يوم 29 ، أثرت CME سريع بشكل ملحوظ على المركبة الفضائية ACE. لقد أصبحت أجهزة الاستشعار المهمة في ACE عديمة الفائدة بالفعل بسبب العاصفة الإشعاعية الشديدة ، ومع ذلك ، فإن وقت العبور وحده يشير إلى عاصفة مغناطيسية أرضية قوية ". حقيقة أن أداة البلازما معطلة وأن تحديد الصدمة كان يعتمد فقط على أداة المجال المغناطيسي لم يتم توضيحها بوضوح في أداء التنبؤ بمركز NOAA لبيئة الفضاء (SEC) (الآن مركز التنبؤ بالطقس الفضائي (SWPC)) التقييمات [إيفانز وآخرون, 2004 ].

ومع ذلك ، فإن هذا التعريف لن يحدث دائمًا. على سبيل المثال ، لن تولد هندسة الصدمات شبه المتوازية أي توقيع صدمة في المجال المغناطيسي أثناء مرور الصدمة. حتى في ظل أشكال هندسية الصدمات الأخرى ، فإن عتبة توقيعات الصدمات القابلة للتنفيذ في بيانات المجال المغناطيسي أعلى بكثير من تلك الخاصة ببلازما الرياح الشمسية. لذلك ، يمكن تفويت ممرات حدث صدمة كبيرة في L1 تمامًا. إن نظام التنبؤ كما هو موجود الآن والذي يعتمد فقط على قراءات المجال المغناطيسي القوية غير قابل للتطبيق. تقريبًا ، تعتمد جميع عمليات محاكاة ونماذج العلاج ببدائل النيكوتين لنظام الفضاء الجغرافي ، بما في ذلك نماذج الأيونوسفير الحرجة التي توفر ، على سبيل المثال ، الديناميكا الكهربية للغلاف الأيوني والمنتجات البيضاوية الشفقية ، على توفر قياسات بلازما الرياح الشمسية ودقتها (M. Kuznetsova ، الاتصالات الشخصية ، 2012). البديل ، غير المتاح في هذه المرحلة بسبب عدم فهمنا للفيزياء ، سيكون محاكاة واسعة النطاق لـ CME أثناء انتشاره من الشمس إلى الأرض ، والذي يمكن أن يقترن بالنمذجة المغنطيسية الأرضية. الأقرب إلى هذا الموقف هو نموذج SWMF بواسطة توث وآخرون. [ 2007 ].

لا تحتوي نماذج البحث إلى العمليات القائمة على كوروناجراف (WSA-ENLIL) حاليًا على بنية مغناطيسية للسحب المغناطيسية ICME. لذلك ، لا يمكن توقع أن تتدخل هذه النماذج بسبب الافتقار إلى ملاحظات بلازما الرياح الشمسية بأي طريقة مفيدة لدفع نماذج التنبؤ الحالية بالفضاء الجغرافي. قد تأتي بيانات الرياح الشمسية المحدودة من مصادر لديها تغطية أقل من 50٪ ببدائل النيكوتين (SOHO / CELIAS) ، ولكن أحدث مثال على عاصفة كبيرة في 7/8 مارس 2012 تركنا بدون أي بيانات عن الرياح الشمسية ببدائل النيكوتين.

لا يمكن التأكيد أكثر على أهمية النقص الحالي في توافر عمليات رصد موثوقة للرياح الشمسية ببدائل النيكوتين أثناء العواصف الشديدة كما نوقش في القسم 3.2 والموضحة في الشكل 1. فيما يتعلق بالتأهب ، حتى مع وجود أصول جديدة على المدى القريب ، في أسوأ سيناريو يمكن أن يكون هناك نقص شبه كامل في بيانات العلاج ببدائل النيكوتين الرئيسية عن الاضطرابات الشديدة التي تتجه نحو الأرض. التحسين الذي سيحققه DSCOVR خلال الأحداث المتطرفة هو استمرارية بيانات بلازما الرياح الشمسية حتى وصول الصدمة. على الرغم من أن بيانات ACE / RTSW و DSCOVR قد تتعافى أثناء العاصفة ، إلا أن بياناتها لن تكون مفيدة جدًا للتنبؤ ببدائل النيكوتين أو عمليات المحاكاة اللاحقة للحدث نظرًا لحقيقة أن حالة الغلاف المغناطيسي خارج التوازن. قد يتسبب هذا في حدوث مشكلات كبيرة في النماذج مع الظروف الحدودية التي من شأنها أن تمتد لبعض الوقت إلى ما بعد فجوة بيانات بلازما الرياح الشمسية.

فيما يتعلق بالبحوث إلى العمليات ، نعلم من السجل التاريخي أنه لن يكون هناك سوى مناسبات قليلة لكل دورة نشاط شمسي يمكن خلالها التحقق من استجابة الغلاف المغناطيسي للسائقين الشديد. على الرغم من أنه يمكن استعادة بيانات الرياح الشمسية / الرياح الشمسية بعد الحقيقة واستخدامها في الدراسات الأرشيفية ، لا يمكن لبيانات DSCOVR. قد تحتوي بيانات الرياح الشمسية المتبقية لدينا على فجوات حرجة (DSCOVR ، ACE ، Wind) أو تكون بدقة محدودة للغاية بحيث لا تكون مفيدة (ACE ، انظر الشكل 1). يؤدي الافتقار إلى بيانات الرياح الشمسية ببدائل النيكوتين إلى القضاء على خيار إجراء تحقق ذي مغزى والتحقق من صحة النماذج التي تحاكي التأثيرات الوفيرة في الغلاف المغناطيسي وأحزمة الإشعاع ونظام الأيونوسفير والغلاف الحراري والميزوسفير [على سبيل المثال ، ميس وآخرون.، 2009]. وهذا يشمل إعاقة تطوير المنتجات التشغيلية التي تحاكي GICs. حتى إذا كان مثل هذا النموذج موجودًا الآن ، فلا يمكن الاعتماد عليه بعد نقله إلى العمليات ، نظرًا لعدم وجود بيانات بلازما الرياح الشمسية القوية باستخدام NRT من L1. ومع ذلك ، في الوقت الحالي ، لا يزال من الممكن اكتساب فهم ما بعد الحقيقة للنشاط المغنطيسي الأرضي المتطرف من خلال إعادة بناء الظروف الحدودية خلال معظم العواصف الشديدة من الرياح / السويد و ACE / SWEPAM مع نطاقها الممتد إلى أعلى سرعات.


شاهد الفيديو: Focal Length EXPLAINED - شرح البعد البؤري (شهر اكتوبر 2021).