OHREV SLNEČNEJ KORÓNY:
observačná verifikácia fyzikálnych mechanizmov
Projekt APVV 0066-06


CHARAKTERISTIKA PROJEKTU


Návrh projektu APVV - všeobecná výzva 2006

Ohrev slnečnej koróny:
observačná verifikácia fyzikálnych mechanizmov

Charakteristika projektu

Zodpovedný riešiteľ:

RNDr. Ján Rybák, PhD., Astronomický ústav SAV, Tatranská Lomnica

Tatranská Lomnica, júl 2006


Súčasný stav problematiky a prínos výsledkov riešeného projektu

Viac ako 60 rokov je všeobecne známe, že slnečná koróna je zohriata na milióny stupňov zatiaľ čo povrch Slnka je skoro 1000 krát chladnejší (Grotrian 1939; Edlen 1942). Okrem toho je známe že magnetické polia hrajú hlavnú úlohu pri ohreve slnečnej koróny a že primárnym zdrojom energie pre tento ohrev sa musí nachádzať v turbulentnej konvektívnej zóne pod slnečnou fotosférou (napr. Bray a kol. 1991; Golub & Pasachoff 1998; Aschwanden 2004).

Až potiaľ existuje medzi slnečnými fyzikmi v posledných desaťročiach všeobecný konsezus. Tento konsenzus je podporený i z hľadiska energetickej bilancie. Muller a kol. (1994) zistili že množstvo energie prítomnej vo fotosfére vo forme vhodnej pre ohrev pokojnej slnečnej koróny je približne o 2 rády väčšie ako potrebných ~300 W.m-2 (Withbroe & Noyes 1977, Aschwanden 2001). Avšak ďalšie podrobnosti sú stále veľmi nejasné. V skutočnosti nebol doteraz jednoznačne observačne overený žiaden typ fyzikálneho mechanizmu ohrevu zodpovedného za horúcu slnečnú koronálnu plazmu v jednotlivých slnečných štruktúrach.

Teoreticky bolo zistené, že interakcia magnetického poľa s konvektívnymi tokmi v/pod slnečnou fotosférou môže produkovať dva typy magnetických vzruchov v slnečných koronálnych štruktúrach (napr. Priest 1982, Walsh & Ireland 2003). Po prvé, posuny koncentrácií magnetického toku vo fotosfére granulárnym tokom generujú magnetohydrodynamické (MHD) vlnenie, ktoré sa môže šíriť smerom nahor pozdĺž magnetických silotrubíc a uvolňovať svoju energiu v chromosfére a koróne (napr. Ofman a kol. 1998). Okrem toho, náhodné pohyby ukotvení koronálnych slučkiek môže spôsobovať v koronálnych slučkách skrúcanie a zapletanie magnetických siločiar v koróne, ktoré spôsobuje pozdĺž nich elektrické toky s možnosťou ich rezistentného útlmu (napr. Parker 1972, 1983; Heyvaerts & Priest 1983; van Ballegooijen 1990). Hlavným rozdielom medzi týmito procesmi je to, že zotrvačnosť plazmy hrá rozhodujúcu úlohu pri šírení vlnenia, ale táto nie je významná pre dynamiku eelktrických tokov orientovaných pozdĺž koronálnych slučiek. Preto je možné opísané typy magnetických mechanizmov ohrevu v prvom priblížení klasifikovať ako ohrev vlnením a ohrev elektrickými prúdmi.

Táto jednoduchá celková schéma bola rozšírená výsledkami viacerých teoretických snáh identifikovať jednotlivých možných kandidátov mechanizmov ohrevu (pre prehľad teórií ohrevu koróny pozri Narain & Ulmschneider 1990, 1996; Zirker 1993; Roberts 2000; Walsh & Ireland 2003; Aschwanden 2004). Doteraz bolo teoreticky navrhnutých niekoľko desiatok jednotlivých mechanizmov ohrevu.

Ako jeden z najpreferovanejších mechanizmov môžeme spomenúť zásadnú myšlienku Parkera (Parker 1983, 1988, 1994) o nanoerupciách vznikajúcich v spletených koronálnych magnetických poliach, ktorá bola nedávno rozpracovaná Priestom a kol. (2002) do komplikovanejšieho (a realistickejšieho) “tektonického” mechanizmu ohrevu. Naopak ohrev vlnením sa zdá byť preferovaný v prípade slnečných koronálnych “otvorených” magnetických štruktúr ako napr. koronálne stĺpy či koronálne diery (Ofman 2005). Niektoré ďalšie nádejný mechanizmy boli zrozumiteľne vysvetlené Walshom a Irelandom (2003) and zhrnuté Klimchukom (2006). Kvôli overeniu ktorý z nich vyhovujúco pracuje v jednotlivých koronálnych štruktrach (aktívne oblasti, pokojná slnečná atmosféra, otvorené/uzavreté konfigurácie poľa, supergranulárna sieť/vnútro) sú nanajvýš potrebné ďalšie porovnania predpovedí teoretických modelov a najnovších pozorovaní. Toto bolo zdôraznené i počas poslednej celosvetovej konferencie, ktorá sa uskutočnila kvôli diskusii problému ohrevu koróny (pracovné stretnutie SOHO15 “Coronal Heating”, St. Andrews, Škótsko, September 2004, pozri Cargill 2004).

Kvôli dôvodom, ktoré sú už pochopené (Judge 1999) vieme je jedinou bezpečnou cestou ako postúpiť vpred v tejto oblasti výskumu je tzv. “priame” modelovanie tohoto problému. Toto priame modelovanie obsahuje predpis zdroja energie a mechanizmu pre konverziu tejto energie na teplo spolu s odvodeným opisom odozvy koronálnej plazmy a výslednou predpoveďou emitovaného spektra s prejavomi v pozorovateľných veličinách (Klimchuk 2006).

Počas posledného desaťročia bolo prezentovaných veľa nových výsledkov v tvare podrobného opisu priebehu pozorovateľných veličín ako sú čiarová emisia, dopplerovské posuny, či rozšírenie spektrálnyh čiar koróny a prechodovej vrstvy (napr. Hansteen 1993, Wikstol a kol. 1997, 2000, Muller a kol. 2003, Bogdan a kol. 2003, Taroyan a kol., 2006). Tieto skupiny autorov použili rôzne 1D alebo 2D numerické (magneto) -hydrodynamické programy s rôznymi okrajovými podmienkami. Ich výsledky ukázali že je naozaj možné odlíšiť rôzne mechanizmy ohrevu keďže pozorovateľné veličiny (ich súvis) sa správajú rozdielne či dokonca opačne. Nedávno Gudiksen a Nordlund (2005) modelovali malý objem pokojnej slnečnej koróny v plnej 3D reprezentácii využijúc potenciálovú extrapoláciu magnetického toku meraného vo fotosfére. Peter a kol. (2004) rozšírili tento prístup o syntézu emisného spektra z dát výpočtovej domény Gudiksena a Nordlunda. Všeobecné štatistické výsledky takéhoto numerického experimentu kopírujú adekvátne priestorovo priemerované pozorovateľné veličiny vznikajúce v koróne a prechodovej vrstve medzi chromosférou a korónou, napr. výsledný červený posun emisných čiar prechodovej vrstvy a dolnej koróny. Doteraz však nebolo urobené žiadne porovnanie modelovaní s vysokým priestorovým rozlíšením. Avšak takéto porovnanie predpovedí niektorých modelov s pozorovanými veličinami je možné. To je dnes tou pravou, nanajvýš potrebnou úlohou, ktorá by mala byť urobená (Cargill 2004, Klimchuk 2006).

Vesmírne projekty SoHO1 (Domingo a kol. 1995) a TRACE2 (Handy a kol. 1999) začali novú éru výskumu slnečnej koróny odhaliac nové impulzívne a vysoko dynamické javy. Predtým akceptovaná predstava, vytvorená v čase družice Slylab (Orall 1981), s korónou pozostávajúcou z koronálnych slučiek namiesto klasickej sféricky symetrickej atmosféry preloženej koronálnymi prilbicami, sa znova zmenila. Slučky ako stavebné kamene koróny zostali ale dynamické a impulzívne javy, vznikajúce na rôznych časových a priestorových škálach, dominujú nášmu dnešnému konceptu slnečnej koróny (Aschwanden 2004, Cargill 2004).

Táto zmena konceptu bola spôsobená hlavne zlepšeným priestorovým a časovým rozlíšením zobrazovacích a spektroskopických zariadení umiestnených na palube družice SoHO a na družici TRACE. V súčasnosti sme schpní pozorovať topológiu a zmeny štruktúr slnečnej koróny s priestorovým rozlíšením až 0,5 oblúkovej sekundy a časovým rozlíšením ~10 sekúnd. Okrem toho je možné zaznamenať s dostatočným pomerom signálu k šumu a spektrálnym rozlíšením i spektrálne profily mnohých emisných čiar v spektrálnej UV oblasti vznikajúcich v chromosfére, prechodovej vrstve a koróne. Tieto možnosti boli využité na riešenie problému ohrevu slnečnej koróny v prácach zaoberajúcich sa “blinkermi”, koronálnymi rőntgenovými jasnými bodmi, explozívnymi javmi, dynamikou koronálnych slučiek (napr. Harrison 1997; Brkovic a Peter 2004; Doyle a kol. 2004; Teriaca a kol. 2004; Marsh a Walsh 2006; a mnoho ďalších). Naneštastie, väčšina týchto prác sa zaoberá samostatne vonkajšou atmosférou bez jej vzťahu k dynamike fotosféry.

Významná zmena sa tiež stala na elitných pozemských slnečných ďalekohľadoch. V posledných rokoch bolo viacero technicky vyspelých slnečných ďalekohľadov vybavených adaptívnou optikou, resp. post-facto úpravou pozorovaní. Tieto zariadenia sú k dispozícii i externým pozorovateľom vďaka zabezpečeniu prostredníctvom programu OPTICON3 alebo medzinárodného času na observatóriu ENO4.

Tieto zariadenia boli použité i na pozorovania súvisiace s témou ohrevu koróny. Väčšina kolegov sa doteraz zaujímala hlavne o dynamiku fotosférických jasných bodov v G-páse spektra ako značkovačov koncentrácií magnetického toku vo fotosfére (Berger a kol. 1998, Nisenson a kol. 2003, de Wijn a kol. 2005) nasledujúc tak priekopnícku prácu Mullera a kol. (1994).

Avšak doteraz neboli (podľa našich vedomostí) prezentované žiadne výsledky z priameho porovnania meraní dynamiky fotosférických magnetických koncentrácií pomocou pozemských pozorovaní s vysokým priestorovým rozlíšením s variabilitou a dynamikou plazmy prechodovej vrstvy a koróny. Podobne merania vysokofrekvenčných oscilácií slučiek v aktívnych oblastiach, robené pomocou koronografov alebo počas úplnych zatmení, boli doteraz bez podpory iných, družicových prístrojov (pozri napr. Rudawy a kol. 2004, a referencie tam uvedené). Navyše sú výsledky takýchto meraní doteraz veľmi rozporuplné.

Preto je tento návrh projektu zacielený na vyplnenie medzery medzi zvyčajne nekoordinovanými pozorovaniami prevádzanými väčšinou izolovane, raz zamerané na emisie koróny (a prechodovej oblasti) a inokedy zas zaoberajúce sa len slnečnou fotosférou. Oba typy zariadení – prístroje umiestnené na družiciach i pozemské ďalekohľady – budú použité pre koordinované pozorovacie kampane. Pre skúmanie problému ohrevu koróny predpokladáme využitie dát, ktoré sme už získali skôr, ako i napozorovanie nového komplexného, časovo i priestorovo súčasného pozorovacieho materiálu. Konkrétne, chceme sa zaoberať vzájomným súvisom medzi emisiou koróny a dynamikou fotosférických koncentrácií magnetického toku, ako i overiť observačné dôkazy existencie vysokofrekvenčných MHD vĺn v koronálnych slučkách.

Ciele projektu

Všeobecným cieľom projektu je potvrdiť či vylúčiť jednotlivé navrhované teoretické mechanizmy ohrevu slnečnej koróny porovnávajúc predpovede týchto mechanizmov, získané pomocou numerického modelovania, s najlepšími možnými pozorovaniami vykonanými súčinne pomocou družíc a pozemských ďalekohľadov. Pozorovania budú vykonané pomocou už testovaných spoločných pozorovacích programov pre prístroje na družiciach SoHO, TRACE, RHESSI5 spolu s pozemskými ďalekohľadmi ENO (Kanárske ostrovy, Španielsko) a na koronálne stanici Lomnický Štít (Slovensko). Merania budú koordinované tak aby bol získaný čo najlepší profit z týchto multispektrálnych pozorovaní. Niektoré zaujímavé dáta už získané pomocou iných zariadení (napr. VLA6) budú taktiež využité. Naša práca bude zameraná na rôzne štruktúry slnečnej koróny keďže v týchto štruktúrach môžu pracovať dominantne rôzne mechanizmy.

Projekt bude pozostávať zo štyroch rôznych častí vzhľadom na rôzne ciele záujmu. Konkrétne, plánujeme pozorovať a analyzovať dáta získané z : hraních supergranulačnej siete v pokojnej slnečnej atmosfére, mikroerupcí v slnečných aktívnych oblastiach, zjasnení v pokojnej slnečnej koróne, a dlhých koronálnych slučiek v slnečných aktívnych oblastiach. Všetky štyri časti sú zamerané na celkový cieľ a predpokladáme i možný synergický efekt, menovite:

Slnečná supergranulačná sieť: výsledky rôznych prác ukazujú protichodné výsledky o variabilite, vlneniach a prenose energie nad hranicami supergranulačnej siete (napr. Curdt a kol. 1998, 1999; Berghmans & Clette 1999; Banerjee a kol. 2001; De Moortel a kol. 2002; Gőmőry a kol. 2006). Či je smer šírenia sa pozorovaných vlnení smerom hore alebo dolu bude skumané pomocou meraní emisných spektrálnych čiar, vznikajúcich v chromosfére (napr. He I 58.4 nm), prechodovej oblasti (napr. O V 62.9 nm), a koróne (napr. Si XII 52.0 nm)7 pomocou meraní spektrometra CDS8 družice SoHO. Okrem toho budeme skúmať ktoré javy určujú smer šírenia vlnenia (napr. vývoj magnetického toku, topológia magnetického poľa, dynamika fotosférických jasných bodov) pomocou pozemských meraní v G-páse spektra. Táto otázka úzko súvisí s preferovaným mechanizmom ohrevu v takýchto štruktúrach ako ukázali Wikstol a kol. (1997, 2001). SoHO spoločný pozorovací program JOP1719 bude prevedený viackrát pre získanie väčšieho objemu dát na overenie predošlých rozporných výsledkov. Prístup použitý v práci Gőmőryho a kol. (2006) bude rozšírený pre dlhé časové série. Smer šírenia vlnení bude urobený s využitím viacerých radov dát10.


Slnečné mikroerupcie: budeme analyzovať pozorovania družice RHESSI zamerané na dynamiku a evolúciu plazmy počas mikroerupcií v slnečných aktívnych oblastiach študujúc odozvu chromosféry na ohrev zväzkom urýchlených elektrónov alebo vedením tepla. Táto odozva bude pozorovaná pomocou pozemských pozorovaní (čiara Ca II H, čiara H alfa) a družicových pozorovaní (čiara Lyman alfa, UV kontinuum 160nm). Porovnanie pozorovacích dát s teoretickými predpoveďami pre chromosférickú evaporáciu spôsobovanú buď elektrónovým zväzkom alebo vedením pre jednotlivé mikroerupcie nám môže pomôcť lepšie porozumieť: či sú netermálne elektróny prítomné v mikroerupciách čo by signalizovalo magnetickú rekonexiu ako pôsobiaci proces; koľko plazmy je vyvrhnutej do koróny mikroerupciami; ktorý proces (elektrónový zväzok alebo vedenie tepla z horúcej plazmy mikroerupcie) dominuje prenosu hmoty, a koľko energie je uschovanej počas mikroerupcií, korá by bola k dispozícii pre ohrev koróny. Plánujeme sa teda zaoberať rovnakými otázkami ako to bolo urobené pre regulárne erupcie (Veronig a Brown 2004, Veronig a kol. 2005). Tento cieľ bude dosiahnutý pomocou koordinovaných pozorovaní ďalekohľadu DOT a prístrojov EIT, CDS a MDI družice SoHO, družice TRACE a teleskopov na observatóriách Kanzelhoehe (Rakúsko) a Hvar (Chorvátsko). Prvá kampaň už bola vykonaná v júni/júli 200611.


Koronálne zjasnenia: impulzné zvýšenia koronálnej emisie v mäkkých rőntgenových lúčoch a vysokoteplotných EUV spektrálnych čiarach sú pozorované už dlhší čas ako takzvané koronálne jasné body (pozri Aschwanden 2004) alebo “blinkery” (Harrison 1997). Sú tieto javy len miniatúrnymi erupciami, vznikajú v chromosfére, prechodovej vrstve alebo koróne? Pre odpoveď o smere šírenia ich energie využijeme unikátny archívny súbor dát. Tento súbor dát, získaný pomocou VLA spolu s prístrojmi CDS, EIT, a SUMER družice SoHO, bude použitý pre veľmi rozsiahly časový úsek až skoro 10 hodín (dáta z 12. júla 1996). Konkrétne, ako nóvum budú použité na určenie smeru toku energie, ktorá zvyšuje koronálnu emisiu v rádiovej oblasti, dáta spektrometra SUMER. Toto umožní podstatne rozšíriť výsledky dosiahnuté skôr (Krucker a Benz, 2000).


Vysokofrekvenčné oscilácie slučiek: teoretické výskumy ukázali že iba vysokofrekvenčné MHD vlnenia (> 1 Hz) sú schopné významného ohrevu (napr. Porter a kol. 1994, Aschwanden 2004). Hoci bolo podniknutých viacero pokusov detekovať tieto oscilácie pomocou koronálnych zakázaných čiar vo vizuálnej oblasti slnečného spektra, výsledky sú stále protichodné (napr. Pasachoff a Landman 1984; Koutchmy a kol. 1994; Cowsik a kol. 1999; Williams a kol. 2001, 2002; Rudawy a kol. 2004). Nové merania pomocou pozemských ďalekohľadov veľmi žiadané keďže minimálne do roku 2015 nebude vypustená žiadna družica schopná takýchto meraní (Cargill 2004). Predpokladáme umiestniť a prevádzkovať na observatóriu Lomnický Štít zariadenie SECIS - prístroj špeciálne zameraný na túto úlohu (Phillips a kol. 2000). Zapožičanie tohoto prístroja a spolupráca na analýze dát sú dohodnuté. Plánuje sa využiť i novú verziu tohot prístroja (Dual Rapid Imager). Koordinované pozorovania s družicovými prístrojmi sa predpokladajú už od roku 2007.


Každá časť projektu bude obsahovať nasledujúce štyri spoločné stupne: (1) pozorovanie - plánovanie, koordinovanie a vykonávanie, (využitie archívu dát); (2) spracovanie dát - redukcia, zosúladenie, a naviazanie dát; (3) analýza a porovnanie observačných výsledkov s teoretickými predpoveďami; a nakoniec (4) interpretácia, formulácia a rozšírenie výsledkov.

Originalita projektu je dvojaká. Najprv, koordinovaná kombinácia dnes dostupných družicových a pozemských pozorovaní pre overovanie mechanizmov ohrevu koróny je veľmi ojedinelá, a tak dáta, ktoré plánujeme získať a analyzovať. sú veľmi novátorské. Okrem toho, nami vypracovaný unikátny postup zosúladenia a naviazania dát umožňuje veľmi presnú analýzu, ktorá nebola doteraz použitá. Takéto nové dáta a inovatívny prístup k ich analýze sľubuje pokročiť v porovnávaní pozorovaní a teórie mechanizmov ohrevu koróny.

K návrhu projektu bol vypracovaný doplňujúci materiál (obrázky a webové linky) pre ilustráciu návrhu12.

Metodológia

Metódy na dosiahnutie cieľov projektu sú opísané v skratke podľa štyroch stupňov projektu. Tieto stupne sú spoločné pre všetky štyri časti návrhu projektu:

pozorovania: plánovaný záznam dát môže byť rozdelený na tri úlohy vzhľadom na použité pozorovacie prístroje:

1/ družicové pozorovania na družiciach SoHO, TRACE, RHESSI (Solar-B);

2/ pozemské pozorovania na rôznych ďalekohľadoch na observatóriu ENO (DOT,

SST, VTT, La Palma/Tenerife, Kanárske ostrovy, Španielsko) ale preferenčne

na ďalekohľade DOT;

3/ pozemské pozorovania koróny na vlastnom zariadení pomocou koronografov s

doplnkovými prístrojmi – observatórium Lomnický Štít (Slovensko).

Kľúčovým miestom návrhu je koordinácia pozemných pozorovaní so spoločnými pozorovacími programami pre družicové prístroje.

spracovanie dát: najlepšie získané dáta budú redukované pomocou sofvéru IDL a špeciálne vyvinutého balíka SolarSoft využijúc zariadenia ktoré sú k dispozícii na našom ústave. Precízne zosúladenie obrázkov a spektrálnych dát bude urobené pomocou našich vlastných programov a pomocou špeciálne získaných dát zo všetkých použitých prístrojov.

analýza a porovnanie pozorovaní a predpovedí: použité budú nasledujúce postupy: tomografia slnečnej atmosféry, určovanie spektrálnych charakteristík, korelácie, vlnková analýza, inverzia spektrálnych profilov čiar, extrapolácia fotosférických magnetogramov, atď.. Niektoré z týchto postupov už boli použité našou skupinou (napr. Gőmőry a kol., 2006; Tomasz a kol. 2004; Rybák a kol. 2004a, 2004b, 2004c). Táto práca bude vykonaná v spolupráci s kolegami zo zahraničia z :


- Sterrenkundig Instituut, Universiteit Utrecht, Utrecht, (Holandsko) (SIU);

- IGAM/Institute for Physics, University of Graz, Graz, Rakúsko;

- Max-Planck-Institute for Solar System Research, Katlenburg-Lindau, Nemecko

- School of Mathematics, University of St Andrews, St Andrews, V. Británia;

- Institute of Astronomy, ETH Zentrum, Zurich, Švajčiarsko;

- Hvar Observatory, Faculty of Geodesy, University Zagreb, Zagreb, Chorvátsko;

- Astronomical Institute, University of Wroclaw, Wroclaw, Poľsko.

formulácia a rozšírenie výsledkov: výsledky pozorovaní a porovnaní pozorovaní a predpovedí budú prezentované na celosvetových konferenciách a v referovaných astrofyzikálnych časopisoch v spolupráci s kolegami zo spomínaných ústavov. Verejnosť bude informovaná prostredníctvom populárneho astronomického časopisu pre astronómov-amatétov, verejných prednášok a zvláštnej web stránky.

Profesionálna kvalita výskumného tímu, jeho riadenie a infraštruktúra

Výskumnný tím projektu zahŕňa dvoch samostatných vedeckých pracovníkov pracujúcich v oblasti slnečnej fyziky viac ako 20 rokov, troch mladších kolegov tesne po/pred onhajobou PhD, inžiniera-elektronika, a pozorovateľov. Predpokladáme jeho rozšírenie o diplomantov a doktorandov počas doby riešenia projektu.

Profesionálne schopnosti starších členov tímu sú na vysokej medzinárodnej úrovni o čom svedčia i:


Mladší kolegovia – členovia tímu boli školení v posledných rokoch profitujúc zo získanej podpory EÚ zúčastniac sa:

Tím už publikoval spolu práce na témy dynamiky fotosféry, vlnení v slnečnej supergranulárnej sieti, ako i pozemských a družicových prístrojov, ktoré sú veľmi blízke zameraniu tohoto projektu.

Inžinier bude mať na starosti technickú podporu pozorovaní observatóriu Lomnický Štít a pozorovatelia zas prevádzanie týchto pozorovaní. Všetci majú viac ako 10 ročnú prax v týchto činnostiach.

Koordinácia výskumu bude oraganizovaná vzhľadom na skúsenosti a záujmy jednotlivých členov tímu. Menovite:

Keďže tím projektu je orientovaný hlavne na pozorovania bude pokračované v spolupráci na interpretácii pozorovaní s kolegami z vyššie spomínaných ústavov.

Astronomický ústav Slovenskej akadémie vied (AsÚ SAV) vlastní infraštruktúru potrebnú pre dosiahnutie cieľov projektu vrátane počítačov, IDL viacužívateľskej licencie, inštalácie balíka SolarSoft, literatúry, internetu. AsÚ SAV má výhradný prístup k observatóriu Lomnický Štít – vysokohorskému observatóriu vybavenému koronografmi s prídavnými prístrojmi. Tím bude aplikovať na získanie verejne dostupného pozorovacieho času na prístrojoch družice SoHO a na satelite TRACE opakujúc svoje pozorovacie kampane JOP171 and JOP185. Pozorovania na observatóriu ENO budú uskutočnené v spolupráci so zahraničnými partnermi. Ako základ plánujeme žiadať o bezplatný pozorovací čas (projekt OPTICON). Okrem toho, predpokladáme zakúpenie 28 pozorovacích dní na ďalekohľade DOT (SIU, Utrecht, Holandsko) za mimoriadne výhodnú cenu na základe doterajšej spolupráce medzi SIU a AsÚ SAV.

Výsledky a dopady projektu

Výsledky a očakávané výstupy projektu môžme kvantifikovať dvoma spôsobmi. Najprv, môžeme očakávať dáta získané z pozorovacích kampaní s kooperujúcimi pozemskými a družicovými prístrojmi. Ďalekohľady na observatóriu ENO sa nachádzajú na jednom z najlepších miest na svete takže tu je najvyššia pravdepodobnosť pre úspešné spoločné pozorovanie spolu s družicovými prístrojmi. Družicové prístroje na družiciach SoHO, TRACE a RHESSI pracujú pravidelne za nominálnych pomienok počas celého roka bez výraznejších problémov. Zabezpečenie ich ovládanie je plánované počas celej doby trvania projektu. Úspešné pozorovania na na observatóriu Lomnický Štít je možné očakávať taktiež, hlavne v jeseni. Toto zariadenie je úplne k dispozícii projektu. Okrem toho, vďaka veľmi komplexným dátam očakávame, že pozorovacie dáta bude možné použiť pre viacero vedeckých prác na tému ohrevu slnečnej koróny zaslaných do referovaných časopisov (napr. Astronomy & Astrophysics, Solar Physics). Výsledky budú prezentované i na prestížnych konferenciách a pracovných stretnutiach (napr. SoHO prac. stretnutia).

Interakcia medzi výskumom a vzdelávaním

Samostatní vedeckí pracovníci zainteresovaní do projektu prednášajú pravidelne prednášky a praktiká o slnečnej fyzike a astronomických prístrojoch na Fakulte prírodných vied Univerzity P.J. Šafárika v Košiciach a vedú tam diplomové práce. Skúsenosti a dáta, získané počas projektu, budú použité počas týchto prednášok a praktík a pri vedení diplomových prác. Materiál bude taktiež použitý pre program doktorandského štúdia v slnečnej fyzike, ktorý prebieha na AsÚ SAV v spolupráci s Fakultou matematiky, fyziky a informatiky Univerzity Komenského v Bratislave. Pozorovací materiál a výsledky budú prezentované na prednáškach pre verejnosť – návštevníkov AsÚ SAV (desiatky ročne). Samostatná web stránka projektu bude taktiež vytvorená. Populárne články o projekte budú zaslané do slovenských populárno-vedeckých časopisov Kozmos a Quark.

Literatúra:

Aschwanden, M., 2004, “Physics of the Solar Corona: An Introduction”, Springer, Berlin

Aschwanden, M., Schrijver, C., Alexander, D., 2001, ApJ 550, 1036

Banerjee, D., O'Shea, E., Doyle, J. G., & Goossens, M. 2001, A&A 371, 1137

Berger, T., Loftdahl, M., Shine, R., Title, A., 1998, ApJ 495, 973

Berghmans D. & Clette F., 1999, Solar Physics 186, 207

Bogdan, T. J.; Carlsson, M.; Hansteen, V. H.; McMurry, A. a kol., 2003, ApJ599, 626

Bray, R., Cram, L., Durrant, C., Laoughead, R., 1991, “Plasma loops in the solar corona”, Cambridge

University Press, Cambridge

Brkovic, A., Peter, H., 2004, A&A 422, 709

Cargill, P., in Proceeding of the SOHO15 workshop – Coronal Heating, eds. R.W.Walsh, J. Ireland, D.

Danesy, B. Fleck, ESA SP-575, ESA, ESTEC, Noordwijk

Cowsik, R. Sigh, J., Saxena A. a kol., 1999, Solar Physics 188, 89

Curdt, W. & Heinzel, P., 1998, ApJ 503, L95

Curdt, W., Heinzel, P., Schmidt, W., a kol., 1999, in Magnetic Fields & Solar Processes, ed. A.Wilson,

ESA SP - 448, ESA, ESTEC, Noordwijk, 177

de Moortel, I, Hood, A., Ireland, J, Walsh, R., 2002, Solar Physics 209, 61

de Wijn, A., Rutten, R., Haverkamp, E., Sutterlin, P., 2005, A&A 441, 1183

Domingo, V., Fleck, B., Poland, A., 19995, Solar Physics 162, 1

Doyle, J., Madjarska, M., Dzifcakova, E., Dammasch, I, 2004, Solar Physics 221, 51

Edlen, B., 1942, Zs. Ap. 22, 30

Golub, L.; Pasachoff, J., 1997, “The solar corona”, Cambridge University Press

Gomory, P., Rybak, J., Kucera, A., Curdt, W., Wohl, H., 2006, A&A 448, 1169

Grotrian, W., 1939, Naturwissenschaften 27, 214

Gudiksen, B. & Nordlund , A., 2005, ApJ 618, 1020

Handy, B. and 47 coauthors, 1999, Solar Physics 187, 229

Hansteen, V., 1993, ApJ 402, 741

Harrison R., 1997, Solar Physics 175, 467

Heyvaerts, J. & Priest, E., 1983, A&A117, 220

Judge, P., McIntosh, S., 1999, Solar Physics 190, 331

Klimchuk, J., 2006, Solar Physics 234, 41

Koutchmy, S., Belmahdi, M., Coulter, R. a kol., 1994, A&A 281, 249

Krucker, S. & Benz, A., 2000, Solar Physics 191, 341

Marsh, M. S.; Walsh, R. W., 2006, ApJ 643, 540

Muller, R., Roudier, T., igneau, J., Auffret, H., 1994, A&A 283, 232

Muller, D. A. N.; Hansteen, V. H.; Peter, H., 2003, A&A 411, 605

Narain, U. & Ulmschneider, P., 1990, Space Science Reviews 54, 377

Narain, U.; Ulmschneider, P., 1996, Space Science Reviews 75, 453

Nisenson, P., Ballegooijen, A., de Wijn, A., Sutterlin, P., 2003, ApJ 587, 458

Ofman, L., 2005, Space Science Reviews 120, 67

Ofman, L., Klimchuk, J., Davila, J, 1998, ApJ 493, 474

Oral, F.Q., (editor), 1981, 'Solar Active regions', Colorado Associate University Press, Bouder

Parker, E., 1972, J. Plasma Phys. 9, 49

Parker, E., 1983, ApJ 264, 642

Parker, E., 1988, ApJ 330, 474

Parker, E., 1994, “Spontaneous current sheets in magnetic fields: with applications to stellar x-rays”,

Oxford University Press, Oxford

Pasachoff, J. & Landman, D., 1984, Solar Physics 90, 325

Peter, H., Gudiksen, B. & Nordlund, A., 2004, ApJ 617, L85

Phillips, K., Read, P., Gallagher, P. a kol., 2000, Solar Physics 193, 259

Porter, L., Klimchuk, J., Sturrock, P., 1994, ApJ 435, 482

Priest, 1982, “Solar magnetohydrodynamics”, Kluwer, Dordrecht

Priest, E., Heyvaerts, J., Title, A., 2002, ApJ 576, 533

Roberts, B., 2000, Solar Physics 193, 139-152

Rudawy, P., Phillips, K., Gallagher, P. a kol., 2004, A&A 416, 1179

Rybak, J., Kucera, A., Curdt, W., Wohl, H., 2004a, in Proceeding of the SOHO15 workshop – Coronal

Heating, eds. R.W. Walsh, J. Ireland, D. Danesy, B. Fleck, ESA SP-575, ESA, ESTEC, Noordwijk,

529-534

Rybak, J. Kucera, A., Curdt, W., Wohl, H,. 2004b, in Proceeding of the SOHO13 workshop, ed. H.Lacoste, ESA SP-547, ESTEC, Noordwijk, 311

Rybak, J. Wohl, H., Kucera, A., Hanslmeier, A., Steiner, O., 2004c, A&A 420, 1141

Teriaca, L.; Banerjee, D.; Falchi, A.; Doyle, J. G. a kol., 2004, A&A 427, 1065

Tomasz, F., Rybak, J., Kucera, A., Curdt, W., Wohl, H., 2004, Hvar Observatory Bulletin 29, 75

Taroyan, Y., Bradshaw, S., Doyle, J., 2006, A&A 446, 315

van Ballegooijen, A., 1986, ApJ 311, 101

Walsh, R. W.; Ireland, J., 2003, Astronomy and Astrophysics Review 12, 1

Veronig, A. & Brown J., 2004, ApJ 603, L117

Veronig, A. & Brown J., Dennis, B., Schwartz, B.R., a kol., 2005, ApJ 621, 482

Wikstol, O., Hansteen, V. H., Carlsson, M., Judge, P. G., 1997, ApJ 531, 1150

Wikstol, O., Judge, Philip G., Hansteen, V., 2000, ApJ 483, 972

Williams, D., Phillips, K., Rudawy, P. a kol., 2001, MNRAS 326, 428

Williams, D., Mathioudakis, M., Gallagher, P. a kol., 2002, MNRAS 336, 747

Withbroe, G. & Noyes, R., 1977, Annual Review of Astronomy and Astrophysics 15, 363

Zirker, J., 1993, Solar Physics 148, 43


1SoHO – Solar and Heliospheric Observatory

2TRACE – Transition Region and Coronal Explorer

3OPTICON Trans-national access programme: www.otri.iac.es/opticon/

4ENO – European Northern Observatory: www.iac.es/eno

5RHESSI - Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager

6 VLA - Very Large Array

7Úplny zoznam UV čiar: http://www.astro.sk/~choc/open/apvv_vv2006/apvv_vv2006.html

8CDS - Coronal Diagnostic Spectrometer

9SoHO JOP 171: http://sohowww.nascom.nasa.gov/soc/JOPs/jop171/

10Príklad radu dát: http://www.astro.sk/~choc/open/apvv_vv2006/apvv_vv2006.html

11Stránka kampane leto 2006: http://www.astro.sk/~choc/open/06_dot/06_dot.html

12Doplňujúci materiál návrhu projektu: www.astro.sk/~choc/open/apvv_vv2006/apvv_vv2006.html

13NASA ADS biblio záznam J. Rybáka: www.astro.sk/~choc/open/apvv_vv2006/apvv_vv2006.html


SPÄŤ