EXPECTED SCIENTIFIC OUTCOME from TESIS A.M.URNOV and TESIS Team

Основные задачи физики солнечной короны Механизм процессов выделения энергии (где и как ?) и ее трансформации в другие виды («энергобюджет»): тепловой нагрев, излучение и ускорение заряженных частиц и плазменных масс: - Механизмы явлений активности (локальные процессы) - Механизмы нагрева короны и ускорения солнечного ветра - Взаимосвязь локальных и глобальных процессов - Построение плазменных моделей явлений активности на основе данных наблюдений (диагностики)

Явления солнечной активности - Относительно устойчивые плазменные образования: активные области (АО), яркие точки, корональные конденсации, протуберанцы, характеризуемые размером ~ 1 – 5 мин. дуги и временем жизни ~ 1 – 30 суток - Взрывные явления: вспышечные события (ВС), корональные выбросы масс (КВМ) и другие эруптивные процессы (ЭП), характеризуемые масштабом 0.1 – 2 мин дуги и временем жизни ~ 10 мин – 10 часов

Цели диагностики, обусловленные задачами физики солнечной короны Распределение вещества (объемной и продольной ДМЭ) с температурой (y(T)) Пространственно-временная динамика электронной температуры (T(r)) Пространственно-временная динамика электронной плотности (n e (r)) Пространственно-временная динамика ионного состава обильных элементов (ионные обилия n z ) Обилия элементов в корональных плазменных образованиях n(E) Функция распределения электронов (надтепловые электроны) в корональных плазменных образованиях F(v) Диагностика пучков заряженных частиц

Yohkoh ( ) Japan / US / UK Hard and Soft X-ray Imaging; X-ray & Gamma-ray Spectroscopy; Flares SoHO ( ) ESA / NASA Solar & Heliospheric Imaging; Helio-seismology TRACE ( ) NASA; Highest Spatial Resolution UV & EUV Imaging CORONAS-F ( ) RSA Coronal Imaging and Spectroscopy RHESSI ( ) NASA / other High-Energy Solar Spectroscopic Imager; Flares CGRO, Ulysses, and other heliospheric missions Golden Age of Solar Physics from Space

The corona is full of magnetic features! Cusps Twisted Loops S-shaped interconnecting loops All change with time.

LDE flares with a growing cusp structure. Higher temperatures (~20 MK) at the outer edge. Upward motion (plasmoid) in the outer structure.

LDE flares with a growing cusp structure.

Flaring Loop and the Surroundings

Yohkoh canonical view: Magnetic reconnection Rec. point Rec. ouflow Shock front HXR source Energetic el. SXR bright loop Evaporation HXR sources

MgXII IMAGING SPECTROHELIOMETER temperature response T min ………… about 4 × 10 6 K T max ……………….…… K

MgXII IMAGING SPECTROHELIOMETER goals of observations , October 22 SXT & MgXII SXT MgXII ALL Monochromatic imaging of coronal plasma with T> 4 MK How does the high temperature plasma distribute in the solar corona?

MgXII IMAGING SPECTROHELIOMETER goals of observation What are the reasons of fast heating of coronal plasma during solar flares? What is the plasma density and temperature in the region of above-loop-top heating? Above loop top heating of coronal plasma during solar flares

MgXII IMAGING SPECTROHELIOMETER goals of observation Plasma heating within cusp-like structures in the solar corona Can we find the evidence of magnetic reconnection through the observation of hot plasma dynamics within the large-scale cusp-like structures?

MgXII IMAGING SPECTROHELIOMETER goals of observation Giant long-life coronal structures of hot plasma with T~10 MK Are the long-life hot structures an apparent feature of continuous non-flare particle acceleration in the corona? Can we derive the rate of the acceleration from observations of these structures? May this acceleration be a key to the coronal heating problem?

EUV SPECTROHELIOMETER goals of observations Determination of plasma temperature composition in the solar atmosphere

Спектрогелиграмма РЕС ( A)

XUV spectroheliograph provides: The distribution of electron density over the temperature The distribution of the DEM over the temperature and the height Diagnostics of thermal/supra-thermal regions Diagnostics of elemental abundances

Density diagnostics Density sensitive ratios: Fe XIII T = 1.6 MK /202.04; /320.81; /321.40; / Fe XV T = 2 MK /324.98; /307.75; / S XI T = 2 MK /285.82; / S XII T = 2 MK / Diagnostics is based on CHIANTI (

Average density diagnostics Quiet Sun N80-90 E AR NOAA :48:53 Flare M5.6 AR :59:36 Flare M7.6 AR :50:42 Log N e >9.710

ДМЭ для активной области и вспышки

«ПАУК»: (Mg)

Температурные распределения ДМЭ

2001, November 12 SXTSPIRIT MgXII

, November 12 SXT & SPIRIT SXTMgXIIALL

SXT+Mg, (Height)

SPIDER (IAT+Mg)

Height distribution of line intensities ( )

Эрупция 10 МК плазмы в дальнюю корону (MgXII 8.42Ǻ)

Динамика температурного состава излучения

Временные профили компонент излучения для «паука»

Спектр «паука»

Модель «паука»

Сравнение ОТ и МТП моделей

Карта диммингов в событии 28 октября 2003 года Димминги в эруптивном событии 28/ , 11:01:39 UT: а) – карта диммингов в канале 175 Å телескопа СПИРИТ; b) – профили интенсивности в участках диммингов 1, 2 и 5; c) – профили интенсивности всей площади диммингов в каналах СПИРИТ 175 Å и EIT 195 Å, отнесенные к полной интенсивности диска до события; d) – полный поток от Солнца в канале GOES 1-8 Å.

Ход вариаций яркости в диммингах Вариации относительной яркости в областях диммингов в переходной области (304 Å) и короне (175 и 195 Å) в событии ноября 2003 г.

METHODS OF TESIS OBSERVATIONS HeII 304 A MgXII 8.42 A FeXX 132 A EUV A TESIS will provide simultaneous imaging of the Sun in 4 spectral channels, including EUV channel A, which allows to derive the density and the temperature composition of the plasma. Multi-wavelength simultaneous observations of full Sun in 4 spectral channels

THANKS FOR ATTENTION