Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Koronal döngüler alçak koronallerin ve güneşin dönüşüm bölgelerinin temel yapısını oluşturmaktadır. Bu yüksek yapılı döngüler solar ortamdaki manyetik sapmanın direkt sonuçlarıdır. Koronal döngülerin populasyonu solar halkalarla doğrudan bağlantılıdır; bu nedenle koronal döngüler genelde ayak izlerinde güneş izleriyle bulunurlar.
Fiziksel Özellikler
Koronal döngü 2 uçta manyetik bir sapmadır. Solar yapıdan enerji transferini incelemek için ideal yapılardır.
Koronal döngülerin farklı boyutları vardır. Fotosfere demir atmış koronal döngüler kromosferden ve dönüşüm bölgesinden yansıyarak koronoya kadar uzanırlar.
Ayrıca koronal döngüler uzunlukları boyunca geniş farklılıklar gösteren sıcklıklara sahiptirler. 1 MK altındaki döngüler ılık döngüler olarak bilinirler ve 1 MK ötesindeki döngüler de sıcak döngülerdir. Doğal olarak bu farklı kategoriler farklı dalga boylarında enerji yayarlar.
Lokasyon
Koronal döngüler solar yüzeylerin hem aktif hem de sessiz bölgelerini popule ederler. Aktif bölgeler küçük alan kaplarlar ama aktivitenin çoğunu oluştururlar ve genel olarak taçkütle genel atımının kaynağıdırlar. Aktif bölgeler toplam koronal ısınma enerjisinin 82%sine kadar kaplayabilirler. Koronal delikler açık alan çizgileridir ve genel olarak güneşin kutuplarında yer alırlar ve hızlı solar rüzgarın kaynağı olarak bilinirler. Sessiz güneş solar yüzeyin geri kalanını oluşturur. Sessiz güneş daha pasif olsa da dinamik süreçle ve geçici olaylarla kaplıdır. Genel bir kural olarak sessiz güneş kapalı manyetik yapıların olduğu alanlarda vardır ve aktif bölgeler patlayıcı olayların kaynağıdır.
Koronal Döngüler ve Koronal Isınma Problemi
Kapalı bir alan çizgisi koronal döngü oluşturmaz ancak; kapalı akış koronal döngü olarak adlandırılmadan önce plazma ile doldurulmalıdır. Bunu düşündüğümüzde koronal döngüler solar yüzeylerde nadirlikler haline gelir. Bu da demektir ki koronayı ısıtan ve kromospherik plazmayı manyetik akışa aktaran mekanizma yüksek ölçüde yereldir. Mekanizma(lar) koronayı kromospherik plazma ile ile besleyecek kadar stabil ve hızlanabilecek kadar güçlü olmalıdırlar. Bu da koronal döngülerin yoğun çalışmaya konu olmasının nedenidir.
Koronal ısıtma sorununun yalnızca koronal ısıtma mekanizmasına bağlı olduğu fikri yanıltıcıdır. Birincil olarak, plazma dolu aşırı yoğun döngüler direkt olarak kromosfer tarafından boşaltılır. İkincil olarak, koronal akıntıların gözlemleri kromosferik bir plazma kaynağına işaret eder.
Gözlemlerin tarihi
1946–1975
Yere bağlı teleskoplardan birçok çalışma ve koronanın tutulma gözlemleri yapılmıştır ama dünyanın atmosferinin engelleyici etkisinden kaçmak için uzay temelli gözlemler solar fizik için mecburi bir evrim olmuştur. 1946 ve 1952'de kısa roket uçuşlarıyla, spectogramlar solar EUV ve Lyman-α başlamıştır. Temel x-ray gözlemleri 1960'ta roketler kullanılarak kazanılmıştır. Başarılı olsalar da roket görevleri yaşam süresi ve masraf açısından çok sınırlıydı. 1962-1975 periyodunda Yörüngesel Solar Gözlemevi genişletilmiş EUV ve x-ray spektrometre gözlemlerinde başarılı olmuştur. 1973'te Skylab çoklu dalgaboyu kampanyasını başlatmış ve gözlemleri tipikleştirmiştir. Bu görev yalnızca bir yıl sürdü ve solar maksimum görevi tarafından bastırıldı.
1991- günümüz
Solar topluluk ağustos 1991'de Yohkoh'un başlangıcıyla sarsıldı. 14 Aralık 2001'de bateri yetmezliği nedeniyle kaybedildi ama görevsel olduğu on yılda x-ray gözlemlerinde devrim yaptı. Yohkoh dünyayın eliptik bir yörüngede döndü ve solar patlama gibi olaylardan x-ray ve y-ray yayılımlarını gözlemledi. Yohkoh 4 ekipman taşıdı. Bragg kristal spektrometre(BCS), geniş bant spektrometre(WBS), yumuşak x-ray teleskopu(SXT) ve sert x-ray teleskopu(HXT) Japonya, ABD ve Birleşik Krallık'taki bilim insanları tarafından kullanıldılar.
SXT x-ray ışınlarını 0.25–4.0 keV aralığında inceledi ve solar özellikleri 2.5 arc'a kadar 0.5-2 saniye aralığında çözümledi. SXT 2-4 MK sıcaklık aralığında plazmaya duyarlıydı ve ideal gözlem platformuydu.
Solar fizikteki sonraki büyük adım aralık 1995'te Solar ve Heliosferik Gözlemevi(SOHO) açılışında yaşandı. SOHO ilk başta 2 yıl operasyon ömrüne sahipti. Görev devamlı başarı nedeniyle Mart 2007'ye uzatıldı ve SOHOya tam 11 yıllık döngüyü gözlemleme şansı verdi.
SOHO Avrupa Uzay Ajansı(ESA) ve NASA biliminsanları tarafından yönetildi. SOHO 12 ekipmana sahipti: Koronal tanı spektrometresi(CDS), extrem ulraviyole görüntüleme teleskopu(EIT), solar ultraviyole ölçüm ve yayılım radyasyonu(SUMER) ve ultraviyole konograf spektrometre(UVCS).
EIT koronal döngü gözlemlerinde çoklukla kullanılmışltır. EIT iç koronadaki dönüşüm bölgesini 4 bant geçişinden yararlanarak gözlemlemiştir.
Dönüşüm bölgesi ve koronal kaşif(TRACE) Nisan 1998'de açılmıştır. Açılışın zamanı solar fazın maksimuma çıkmasıyla ayarlanmıştır.
Yüksek uzaysal ve geçici çözülümler sayesinde TRACE yüksek detaylı koronal yapı görüntüleri elde etmeyi başarmıştır. Bu kampanya gözlemevinin koronal döngülerin durağan evrelerini gözlemleme yeteneiğini göstermiştir. TRACE elektromanyetik radyasyona 71 Å FeIX, 195 Å FeXII, 284 Å FeXV, 1216 Å HI, 1550 Å CIV ve 1600 A aralığında duyarlı olan filtreler kullanmıştır.
Dinamik Akıntılar
Yukarıdaki bütün uzay görevleri güçlü plazma akıntılarını ve koronal döngülerdeki dinamik süreci gözlemlemede son derece başarılı olmuştur. Örneğin; SUMER gözlemler hızı 5–16 km/sn olan akışlar öne sürüştür ve başka bir SUMER/TRACE ortak gözlemi 15–40 km/sn. olan akıntılar saptamıştır. Çok yüksek süratler FCS tarafından solar maksimum görevi tarafından saptanmıştır. Plazma süratleri 40–60 km/sn civarındadır.
Yararlı Bağlantılar
- The new solar observatory Hinode (Solar-B)
- The highly successful solar X-ray mission, Yohkoh (Solar-A)
- TRACE homepage15 Şubat 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- Solar and Heliospheric Observatory, including near-real-time images of the solar corona24 Şubat 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- Coronal heating problem at Innovation Reports27 Aralık 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- NASA/GSFC description of the coronal heating problem13 Şubat 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- FAQ about coronal heating1 Mart 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
- Animated explanation of Coronal loops and their role in creating Prominences 16 Kasım 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde . (University of South Wales)
Kaynakça
- ^ Vourlidas, A.; J. A. Klimchuk; C. M. Korendyke; T. D. Tarbell; B. N. Handy (2001). "On the correlation between coronal and lower transition region structures at arcsecond scales". Astrophysical Journal. 563 (1). ss. 374-380. Bibcode:2001ApJ...563..374V. doi:10.1086/323835.
- ^ Aschwanden, M. J. (2002). "Observations and models of coronal loops: From Yohkoh to TRACE, in Magnetic coupling of the solar atmosphere". Cilt 188. ss. 1-9.
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Koronal donguler alcak koronallerin ve gunesin donusum bolgelerinin temel yapisini olusturmaktadir Bu yuksek yapili donguler solar ortamdaki manyetik sapmanin direkt sonuclaridir Koronal dongulerin populasyonu solar halkalarla dogrudan baglantilidir bu nedenle koronal donguler genelde ayak izlerinde gunes izleriyle bulunurlar source source source source source source source Koronal Donguler source source source source source source source Gunes deki koronal donguleri izleyin Trace tarafindan gozlemlenen Koronal donguler source source source source source source source source 4k kalitesindeki bu video gunesin yuzeyindeki kompleks aktiviteleri daha dogru tanimlamayi sagliyor Fiziksel OzelliklerBu diyagram gunesin donusu boyunca manyetik akidaki degisikligi gosteriyor Alcak Korona ve gecis bolgesinin diyagrami Koronal dongu 2 ucta manyetik bir sapmadir Solar yapidan enerji transferini incelemek icin ideal yapilardir Koronal dongulerin farkli boyutlari vardir Fotosfere demir atmis koronal donguler kromosferden ve donusum bolgesinden yansiyarak koronoya kadar uzanirlar Ayrica koronal donguler uzunluklari boyunca genis farkliliklar gosteren sickliklara sahiptirler 1 MK altindaki donguler ilik donguler olarak bilinirler ve 1 MK otesindeki donguler de sicak dongulerdir Dogal olarak bu farkli kategoriler farkli dalga boylarinda enerji yayarlar Lokasyon Koronal donguler solar yuzeylerin hem aktif hem de sessiz bolgelerini popule ederler Aktif bolgeler kucuk alan kaplarlar ama aktivitenin cogunu olustururlar ve genel olarak tackutle genel atiminin kaynagidirlar Aktif bolgeler toplam koronal isinma enerjisinin 82 sine kadar kaplayabilirler Koronal delikler acik alan cizgileridir ve genel olarak gunesin kutuplarinda yer alirlar ve hizli solar ruzgarin kaynagi olarak bilinirler Sessiz gunes solar yuzeyin geri kalanini olusturur Sessiz gunes daha pasif olsa da dinamik surecle ve gecici olaylarla kaplidir Genel bir kural olarak sessiz gunes kapali manyetik yapilarin oldugu alanlarda vardir ve aktif bolgeler patlayici olaylarin kaynagidir Koronal Donguler ve Koronal Isinma Problemi Durgun koronal dongu ornegi Kapali bir alan cizgisi koronal dongu olusturmaz ancak kapali akis koronal dongu olarak adlandirilmadan once plazma ile doldurulmalidir Bunu dusundugumuzde koronal donguler solar yuzeylerde nadirlikler haline gelir Bu da demektir ki koronayi isitan ve kromospherik plazmayi manyetik akisa aktaran mekanizma yuksek olcude yereldir Mekanizma lar koronayi kromospherik plazma ile ile besleyecek kadar stabil ve hizlanabilecek kadar guclu olmalidirlar Bu da koronal dongulerin yogun calismaya konu olmasinin nedenidir Koronal isitma sorununun yalnizca koronal isitma mekanizmasina bagli oldugu fikri yanilticidir Birincil olarak plazma dolu asiri yogun donguler direkt olarak kromosfer tarafindan bosaltilir Ikincil olarak koronal akintilarin gozlemleri kromosferik bir plazma kaynagina isaret eder Gozlemlerin tarihi1946 1975 Yere bagli teleskoplardan bircok calisma ve koronanin tutulma gozlemleri yapilmistir ama dunyanin atmosferinin engelleyici etkisinden kacmak icin uzay temelli gozlemler solar fizik icin mecburi bir evrim olmustur 1946 ve 1952 de kisa roket ucuslariyla spectogramlar solar EUV ve Lyman a baslamistir Temel x ray gozlemleri 1960 ta roketler kullanilarak kazanilmistir Basarili olsalar da roket gorevleri yasam suresi ve masraf acisindan cok sinirliydi 1962 1975 periyodunda Yorungesel Solar Gozlemevi genisletilmis EUV ve x ray spektrometre gozlemlerinde basarili olmustur 1973 te Skylab coklu dalgaboyu kampanyasini baslatmis ve gozlemleri tipiklestirmistir Bu gorev yalnizca bir yil surdu ve solar maksimum gorevi tarafindan bastirildi 1991 gunumuz Milyonlarca derecelik gunesin tam disk mozaigi Solar topluluk agustos 1991 de Yohkoh un baslangiciyla sarsildi 14 Aralik 2001 de bateri yetmezligi nedeniyle kaybedildi ama gorevsel oldugu on yilda x ray gozlemlerinde devrim yapti Yohkoh dunyayin eliptik bir yorungede dondu ve solar patlama gibi olaylardan x ray ve y ray yayilimlarini gozlemledi Yohkoh 4 ekipman tasidi Bragg kristal spektrometre BCS genis bant spektrometre WBS yumusak x ray teleskopu SXT ve sert x ray teleskopu HXT Japonya ABD ve Birlesik Krallik taki bilim insanlari tarafindan kullanildilar SXT x ray isinlarini 0 25 4 0 keV araliginda inceledi ve solar ozellikleri 2 5 arc a kadar 0 5 2 saniye araliginda cozumledi SXT 2 4 MK sicaklik araliginda plazmaya duyarliydi ve ideal gozlem platformuydu Solar fizikteki sonraki buyuk adim aralik 1995 te Solar ve Heliosferik Gozlemevi SOHO acilisinda yasandi SOHO ilk basta 2 yil operasyon omrune sahipti Gorev devamli basari nedeniyle Mart 2007 ye uzatildi ve SOHOya tam 11 yillik donguyu gozlemleme sansi verdi SOHO Avrupa Uzay Ajansi ESA ve NASA biliminsanlari tarafindan yonetildi SOHO 12 ekipmana sahipti Koronal tani spektrometresi CDS extrem ulraviyole goruntuleme teleskopu EIT solar ultraviyole olcum ve yayilim radyasyonu SUMER ve ultraviyole konograf spektrometre UVCS EIT koronal dongu gozlemlerinde coklukla kullanilmisltir EIT ic koronadaki donusum bolgesini 4 bant gecisinden yararlanarak gozlemlemistir Donusum bolgesi ve koronal kasif TRACE Nisan 1998 de acilmistir Acilisin zamani solar fazin maksimuma cikmasiyla ayarlanmistir Yuksek uzaysal ve gecici cozulumler sayesinde TRACE yuksek detayli koronal yapi goruntuleri elde etmeyi basarmistir Bu kampanya gozlemevinin koronal dongulerin duragan evrelerini gozlemleme yeteneigini gostermistir TRACE elektromanyetik radyasyona 71 A FeIX 195 A FeXII 284 A FeXV 1216 A HI 1550 A CIV ve 1600 A araliginda duyarli olan filtreler kullanmistir Dinamik AkintilarSolar sisteminin yeni gozlemcisi Hinode Solar B koronanin manyetik ozelliklerini gozlemlemek amaciyla Eylul 2006 da firlatildi Yukaridaki butun uzay gorevleri guclu plazma akintilarini ve koronal dongulerdeki dinamik sureci gozlemlemede son derece basarili olmustur Ornegin SUMER gozlemler hizi 5 16 km sn olan akislar one surustur ve baska bir SUMER TRACE ortak gozlemi 15 40 km sn olan akintilar saptamistir Cok yuksek suratler FCS tarafindan solar maksimum gorevi tarafindan saptanmistir Plazma suratleri 40 60 km sn civarindadir Yararli BaglantilarThe new solar observatory Hinode Solar B The highly successful solar X ray mission Yohkoh Solar A TRACE homepage15 Subat 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde Solar and Heliospheric Observatory including near real time images of the solar corona24 Subat 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde Coronal heating problem at Innovation Reports27 Aralik 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde NASA GSFC description of the coronal heating problem13 Subat 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde FAQ about coronal heating1 Mart 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde Animated explanation of Coronal loops and their role in creating Prominences 16 Kasim 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde University of South Wales Kaynakca Vourlidas A J A Klimchuk C M Korendyke T D Tarbell B N Handy 2001 On the correlation between coronal and lower transition region structures at arcsecond scales Astrophysical Journal 563 1 ss 374 380 Bibcode 2001ApJ 563 374V doi 10 1086 323835 Aschwanden M J 2002 Observations and models of coronal loops From Yohkoh to TRACE in Magnetic coupling of the solar atmosphere Cilt 188 ss 1 9