Otkrivanje Sunčevi tajni
Priredio: dr. sc. Darije Maričić
Prije više od 100 godina astronomi su iz opažanja fotosfere Sunca zaključili da ona posjeduje magnetsko polje koje je u prosjeku dva puta jače od Zemljinog, ali raspoređeno na 10 000 puta veću površinu. Ni danas ne znamo od kuda ono točno dolazi. Možda ono predstavlja ostatak od međuzvjezdanog oblaka iz kojeg je Sunce nastalo prije više od 4,5 milijardi godina, no većina astronoma smatra da je magnetsko polje stvoreno samim Suncem. Iznad fotosfere magnetsko polje Sunca nalikuje na dipolni magnet, jer ima južni i sjeverni pol poput svih magneta. Izgled magnetskog polja može biti viđen sa Zemlje tijekom potpune pomrčine Sunca kao otisak plina iznad fotosfere, upravo kao što komadići željeza ocrtavaju silnice magnetskog polja dipolnog magneta. Najsnažnija magnetska polja na Suncu su preko 4000 puta snažnija od Zemljinog. Godine 1908. učinjen je vrlo značajan korak u razumijevanju Sunčevih pjega. Pomoću specijalnog instrumenta (tzv. magnetografa) otkrivena su vrlo jaka magnetska polja u pjegama. Izmjerene vrijednosti dosezale su i do 0,4 tesla. Ustanovljeno je da Sunčeve pjege nastaju kao posljedica koncentriranja jakih magnetskih polja koje omogućuju miješanje plina i odvođenje topline što dovodi do hlađenja tih dijelova Sunčeve površine. Zbog toga ta mjesta postaju tamnija u odnosu na ostali dio Sunčeve ploče, te se vide kao pjege. S druge strane, u tako jakim magnetskim koncentracijama pohranjena je ogromna energija koja u određenim situacijama može biti djelomično oslobođena, te uzrokovati nagle provale energije koja nazivamo Sunčevim olujama. Postupno oslobađanje energije pohranjene u magnetskim poljima zagrijava Sunčevu atmosferu tako da se temperatura Sunčeve korone kreće između 1 i 2 milijuna kelvina. O intenzitetu i konfiguraciji magnetskog polja ovisi i ustrojstvo Sunčeve korone, čiji se izgled mijenja ovisno o prisustvu i rasporedu pjega na površini. Magnetsko polje ujedno kontrolira i gustoću i brzinu Sunčevog vjetra, tj. tokove nabijenih čestica koje duž silnica magnetskog polja „teku“ u međuplanetarni prostor. Mjerenjem magnetskog polja na Suncu i ispitivanjem njegova globalnog ponašanja, ustanovljeno je da se njegov karakter mijenja s periodom od 22 godine, dvostruko dužim nego što je učestalost Sunčevih pjega. Grupa pjega naime ima magnetsku konfiguraciju koja podsjeća na konfiguraciju magnetskog polja potkovastog magneta, tj. iz jednog dijela grupe magnetske silnice izlaze da bi ulazile u drugom dijelu grupe. Globalni karakter magnetskog polja očituje se u tome što su sve grupe na istoj hemisferi Sunca građene na isti način, npr. u toku jednog ciklusa pjege na sjevernoj hemisferi građene su tako da pjega vodilja (pjega unutar grupe koja je bliža zapadnom rubu Sunčevog diska, tj. najisturenija pjega unutar grupe u smjeru rotacije Sunca) ima sjeverni magnetski polaritet, dok istovremeno na suprotnoj hemisferi pjege vodilje imaju južni magnetski polaritet. U sljedećem ciklusu na sjevernoj hemisferi pjege vodilje će imati južni magnetski polaritet, a na južnoj sjeverni magnetski polaritet da bi se nakon 22 godine ponovila konfiguracija iz prethodnog ciklusa.
Sl. 1: Prikaz promjene Sunčeve aktivnosti tijekom 10 godina. Kolaž snimki SOHO svemirske letjelice (NASA/ESA). Snimke Sunca napravljne su pomoću EIT instrumenta, koji motri Sunce u ultraljubičastom području elektromagnetskog zračenja.
Vruća korona
– Jedna od najvećih misterija našeg Sunca bila je ekstremno vruća korona, odnosno velika razlika između temperature Sunčeve površine (oko 6000 K) i temperature plina u koroni (preko 1,2 milijuna K). Znanstvenici su se dugo vremena pitali kako je moguće da je Sunčeva površna hladnija od njegove atmosfere. To bi bilo isto kao kada bi para koja izlazi iz lonca bila veće temperature nego lonac koji je stvara. Odgovor na ovo pitanje ima veze sa konstantnim stvaranjem i nestajanjem lukova magnetskih polja na cijeloj Sunčevoj površini koji predaju energiju višim slojevima atmosfere. Iz teorijskih modela znamo da je oslobođena magnetska energija u nastajanjima i prespajanjima magnetskih silnica dovoljna da zagrije koronu na ovako visoku temperaturu. Ta oslobođena magnetska energija također daje energiju potrebnu za stvaranje Sunčevog vjetra i njegovo oslobađanje u međuplanetarni prostor.
Sunčev vjetar
– Kada pogledamo snimke pomrčine Sunca očito je da utjecaj Sunca ne prestaje na njegovoj površini. Više od 20 stoljeća astronomi su sumnjali da vidljiva granica Sunčeve atmosfere ili fotosfera Sunca nije i njegov kraj. Godine 1950. bilo je očito iz teorijskih modela atmosfera zvijezda da korona nije stabilna, već da ona predstavlja konstantno otjecanje materijala u međuplanetarni prostor. Astronomi su ovo konstantno otjecanje plina sa Sunca nazvali Sunčev vjetar. Ovaj tok potvrđen je 1960-ih godina lansiranjem svemirskih letjelica, ali i prije toga astronomi su znali dosta o Sunčevom vjetru, a također i o vjetrovima drugih zvijezda. Sunčev vjetar putuje prosječnom brzinom od oko 450 km/s (ovakvom brzinom Sunčevom vjetru je potrebno oko 150 dana da dosegne putanju Plutona), ali može doseći i brzine od oko 1700 km/s, a ukoliko se dogodila snažna Sunčeva oluja čak i više. U Sunčevom vjetru su zastupljeni atomi gotovo u istom omjeru kao i na samom Suncu. Tako npr. u svakih 100 atoma Sunčevog vjetra imamo 75 atoma vodika, 23 helija i još dva atoma ostalih elemenata. Atomi Sunčevog vjetra u području iza staze Plutona sudaraju se sa atomima međuzvjezdanog plina i prašine tvoreći nevidljivu frontu u obliku balona. Sunčev vjetar je nešto poput transportnog pojasa koji prenosi odlazeći materijal sa Sunčeve površine u međuplanetarni prostor. On nosi skupa i čestice i magnetska polja koja su dio Sunčeve površine. Kada se Sunčev vjetar sudari s udaljenim planetom, on uzrokuje promjene električnih svojstava planeta, što može imati značajan utjecaj na samu atmosferu planeta, a posebno na njegovo magnetsko polje (ukoliko ga ima). Tako, Venera i Mars trpe veliki utjecaj strujanja Sunčevog vjetra i gube dio svoje atmosfere. Drugi planeti kao što je naša Zemlja, Jupiter, Saturn i Neptun imaju snažno magnetsko polje koje djeluje kao štit od Sunčevog vjetra.
Sunčeve oluje
– Sunce izbacuje materiju u međuplanetarni prostor putem stalno prisutnog Sunčevog vjetra, te putem Sunčevih oluja tj. eksplozivnim provalama energije koje nazivamo Sunčevim bljeskovima i erupcijama koje nazivamo koronini izbačaji (engl. Coronal Mass Ejection, skraćeno CME). Sunčevi bljeskovi se pojavljuju kao eksplozivne svijetle točke na površini Sunca, a nastaju kada se velika količina magnetske energije Sunčeve atmosfere (najčešće u blizini pjega) odjednom oslobodi u obliku naglog pojačanja sjaja dijela površine. Energiju oslobođenu u bljesku možemo usporediti s energijom oslobođenom u desetak milijuna vulkanskih erupcija, a mogu trajati od nekoliko minuta do nekoliko sati. Tijekom bljeska pojavljuje se zračenje u radio-valnom području, X-zračenje, gama-zračenje kao i visoko ubrzane nabijene čestice. Najsnažniji bljeskovi, kakvi su oni za vrijeme najveće Sunčeve aktivnosti, dogode se nekoliko puta na godinu, dok su slabiji bljeskovi relativno česti i dogode se otprilike jednom na dan.
Sl. 2: Kolaž snimki LASCO C2 koronagrafa i EIT teleskopa (instrumenti SOHO svemirske letjelice) na kojoj se jasno vide dva vrlo velika koronina izbačaja. Na snimci je lako uočljiv klasičan trodjelni oblik koroninih izbačaja (svjetli vodeći luk, praznina i gusta prominencija).
Druga vrsta Sunčevih oluja su tzv. koronini izbačaji koji su zapravo najdinamičnije globalne pojave u Sunčevoj atmosferi, a posebno su značajni zbog velikog utjecaja na međuplanetarni prostor i magnetosferu Zemlje. Putujući međuplanetarnim prostorom, izbačaj dramatično mijenja stanje Sunčevog vjetra, a pri nailasku na Zemlju dovodi do pojave geomagnetskih oluja. Dalekosežne posljedice ovih pojava uvjetovale su razvoj novog područja astrofizičko-geofizičkih istraživanja pod zajedničkim nazivom “Svemirska prognoza”, trenutačno jednog od najaktivnijih poglavlja fizike Sunca. Koronini izbačaji djeluju štetno na svemirske letjelice, a geomagnetske oluje mogu uzrokovati i kvarove u električnim mrežama na većim geografskim širinama. Stoga je važno razumjeti i znati predvidjeti nastanak erupcija i procese međudjelovanja izbačaja s magnetskim poljem Zemlje. Termin „koronin izbačaj“ označava cjelokupni magnetohidrodinamički proces u atmosferi Sunca koji vodi do izbačaja plazme i pridruženog magnetskog toka u međuplanetni prostor. Fronta erupcije ispred sebe može stvoriti udarni val koji na svom putu ubrzava elektrone i protone, te nastaje velik tok visoko-energetskih čestica koje za otprilike 30 – 60 minuta stižu do Zemlje. Ovisno o brzini gibanja, koroninim izbačajima potrebno je od 1 do 5 dana da pređu udaljenost od Sunca do Zemlje.
Koronini izbačaji se najbolje opažaju koronografima. Koronografska opažanja sa Zemlje ili umjetnih satelita daju nam dvodimenzionalnu projekciju erupcije, što ostavlja otvorenim pitanje njihovog stvarnog oblika. Koronini izbačaji poprimaju različite morfološke oblike, ali ipak postoje određene zajedničke značajke među njima. Veliki broj ih ima trodjelnu strukturu, tj. oblika su putujućeg svijetlog vodećeg luka, kojeg slijede tamna šupljina i eruptivna prominencija. Iz koronografskih opažanja u bijeloj svjetlosti moguće je procijeniti gustoću elektrona u tijelu koroninog izbačaja. Najsvjetlija područja imaju najveću gustoću elektrona. To znači da tim elektronima pridruženi ioni najviše pridonose ukupnoj masi, dok tamnija područja imaju manju gustoću i udio u masi je manji. Mjerenja pokazuju da uobičajeni koronin izbačaj nosi sa sobom u prosjeku oko 1012 kg plazme. Tijekom minimuma Sunčevog ciklusa prosječno se dogode dva koronina izbačaja na tjedan, dok ih tijekom maksimuma dnevno biva zabilježeno i do desetak. Heliografska raspodjela koroninih izbačaja vezana je uz 11-godišnji ciklus Sunčeve aktivnosti. Za minimuma intenzivno aktivno je ekvatorijalno područje, dok se za maksimuma izbačaji mogu zapaziti na svim heliografskim širinama i dužinama. Brzine mogu iznositi od nekoliko desetaka km/s pa sve do gotovo 3000 km/s. Prosječna brzina iznosi 460 km/s, što je otprilike nešto više od prosječne brzine sporog Sunčevog vjetra. Zanimljivo je da se mnogi koronini izbačaji gibaju prema van brzinom znatno manjom od brzine bijega sa Sunca, što ukazuje da magnetsko polje i tlak kontinuirano vode izbačaj. Spori koronini izbačaji gibaju se brzinama ispod 100 km/s i daju izravan dokaz da nastaju iz struktura koje postupno izlaze iz ravnoteže, nasuprot onih koji su izbačeni iz korone impulzivnim oslobađanjem energije. Ugrubo, proces nastanka i izbacivanja se može opisati na sljedeći način. U već postojećoj koroninoj magnetskoj strukturi stvaraju se zatvorene petlje magnetskog polja. Nožišta petlji su najčešće (ne i obavezno) „usidrene“ u blizini aktivnog područja. Diferencijalna rotacija Sunca i konvektivna gibanja ispod fotosfere pomiču nožišta silnica, inducirajući električne struje i tako unoseći slobodnu energiju u sustav magnetskih petlji. U konačnici, takva aktivnost stvara gubitak ravnoteže, petlje se naglo šire i nastaje koronin izbačaj. Nakon što koronin izbačaj napusti koronu, magnetske silnice ostaju otvorene još neko duže vrijeme, što ukazuje da koronini izbačaji mogu ostati spojeni sa Suncem satima pa i danima nakon erupcije. Ipak, još i danas je nejasno koji se procesi odvijaju unutar samog koroninog izbačaja.
Sl. 3: Veliki bljeskovi predstavljaju opasanost za buduće svemirske putnike. Jedan takav bljesak klase X5.7 dogodio se u 10:03UT, 14 srpnja 2000. godine, u blizini aktivnog područja 9077. Snimku Sunca u ultraljubičastoj svjetlosti (valne duljine 195Å) je napravio EIT teleskop smješten na svemirskoj letjelici SOHO. Na snimci se jasno vidi povećanje sjaja dijela površine koje uzrokuju snažni bljeskovi. Ovaj bljesak obuhvatio je područe na Suncu veličine oko 230 000 sa 170 000 km.
Misije
– Polarna svjetlost ili aurora je vidljivi znak magnetizma u našoj atmosferi, ali osim njih ljudsko oko ne može vidjeti ostale pojave onoga što nazivamo „svemirskim vremenom“. To je zbog toga jer je većina materije koja dolazi sa Sunca male gustoće i slabog sjaja, te jedino može biti viđena pomoću teleskopa ili kamera. Tako koronu jedino možemo izravno vidjeti za vrijeme pomrčine Sunca. Međutim za kontinuirano promatranje korone znanstvenici koriste okultirajući disk za stvaranje umjetne pomrčine koji blokira svjetlost sa površine Sunca, te omogućuje promatranje Sunčevih oluja i korone. Važan napredak u razumijevanju i praćenju koroninih izbačaja dale su nove kamere koje mogu snimiti slabašnu svjetlost korone i koronine izbačaje kako putuju prema Zemlji. Da bi vidjeli „nevidljivo“, astronomi se koriste teleskopima koji detektiraju ultraljubičasto, gama i X-zračenje. Također, koriste i radio-detektore za snimanje radio-zračenja koje nastaje kada se koronin izbačaj sudari sa Sunčevim vjetrom i stvori udarni val. Detektori čestica broje ione i elektrone, magnetometri mjere magnetska polja, a vidljive kamere motre aurore iznad Zemlje.
Veliki broj svemirskih letjelica se već nalazi u svemiru i kontinuirano nam daju informacije o Suncu, njegovom utjecaju na Zemlju i mogućem štetnom utjecaju na svemirske putnike. Neke od tih letjelica su: Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), Advanced Composition Explorer (ACE), Transition Region and Coronal Explorer (TRACE), Ulysses, WIND, Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI), Time History of Events and Macroscale Interactions during Substorms (THEMIS) i druge.
SOHO svemirska letjelica kontinuirano motri Sunce 24 sata na dan. Nakon više od 10 godina rada u svemiru do sada je najviše doprinijela poboljšanju našeg razumijevanja svemirskog vremena. Nove svemirske letjelice i instrumenti su razvijeni za precizna motrenja Sunca i njegove aktivnosti i razotkrivanje nepoznanica svemirskog vremena. STEREO misija motri koronine izbačaje i njihove rezultate sa dvije identične letjelice, postavljene u različite putanje oko Sunca, te po prvi puta omogućuje znanstvenicima promatranje tih pojava u tri dimenzije. Tijekom 2009. godine u planu je lansiranje svemirske letjelice Solar Dynamics Observatory (SDO) koja će nam omogućiti vrlo precizno motrenje Sunca, kakvo do sada nismo imali. SDO će također istraživati aktivnosti iznad površine koje uzrokuju većinu Sunčevih oluja i mjeriti će sve promjene u količini energije koju oslobodi Sunce. U osnovi, ova svemirska letjelica predstavljati će novu generaciju letjelice SOHO tipa. Druge NASA-ine i ESA-ine solarne misije su THEMIS (lansiran 2006. godine) i Radiation Belt Storm Probes (planirana za 2012. godinu) koje bi trebale proučavati međudjelovanje Sunčevih oluja sa magnetosferom Zemlje i njenim radijacijskim pojasevima. Sljedećih nekoliko godina će biti izuzetno zanimljiv period za znanstvenike koji proučavaju Sunce. Također recimo i da je od 2007. g. do 2008. godine proglašena Međunarodna godina heliofizike – International Heliophysical Year (IHY). U suradnji s Ujedinjenim narodima, IHY predstavlja daljnje unapređenje znanstvenih istraživanja diljem svijeta u vezi s aktivnošću Sunca i njegovom utjecaju na Zemlja. IHY će također prenijeti ostatku svijeta ljepotu i važnost ovog područja znanosti.
STEREO
– STEREO (Solar TErrestrial RElations Observatory) je treća NASA-ina misija u sklopu programa „Solar Terrestrial Probes“, čije je predviđeno vrijeme trajanja dvije godine. Projekt STEREO se sastoji od dvije gotovo identične svemirske letjelice (letjelica A ili „Ispred“ i letjelica B ili „Iza“), koje nam u svrhu boljeg razumijevanja aktivnosti Sunca i Sunčevih fenomena, kao što su npr. koronini izbačaji, daju 3-D “stereoskopske” snimke Sunca. STEREO je lansiran 26. listopada 2006. godine iz Cape Canaveral Air Force Station na Floridi. U početku letjelice su se nalazile u eliptičnoj geocentričnoj putanji, čiji je apogej dosezao Mjesečevu stazu. Nakon pet preleta oko Zemlje, 15. prosinca 2006. godine letjelice su razdvojene gravitacijom Mjeseca. Zbog različitih putanja koje su letjelice dobile preletom pored Mjeseca, letjelica A ili „Ispred“ ubačena je u heliocentričnu putanju unutar Zemljine, dok je druga letjelica B ostala privremeno u izduženoj putanji oko Zemlje. Letjelica B preletjela je ponovno 21. siječnja 2007. godine pokraj Mjeseca i ubačena je u heliocentičnu putanju veću od Zemljine. Tako letjelica A obiđe Sunce svakih 346 dana, dok letjelici B treba 388 dana. Gledajući sa Sunca, letjelice će se udaljavati jedna od druge za 45° svake godine. Svaka STEREO letjelica nosi sa sobom četiri kompleta instrumenata (kamere, radio i čestične detektore), odnosno ukupno 16 instrumenata po letjelici.
Komplet instrumenata SECCHI (Sun Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation) ima pet kamera: kameru za ekstremno ultraljubičasto zračenje, dva koronografa koja snimaju koronu u vidljivoj svjetlosti (zajedno zvanih Sun Centered Instrument Package ili SCIP) i dvije heliosferske kamere (nazvane HI) koje snimaju područje između Zemlje i Sunca. Svrha SECCHI-a je proučavanje 3-D razvoja koroninih izbačaja tijekom njihovog putovanja od površine Sunca, kroz koronu u međuplanetarni prostor, pa sve do njihovog sudara sa Zemljom. Komplet instrumenata IMPACT (In-situ Measurements of Particles and CME Transients) – proučava visoko-energetske čestice, daje nam uvid u trodimenzionalni prikaz strujanja elektrona Sunčevog vjetra i međuplanetarnog magnetskog polja. Komplet instrumenata PLASTIC (PLAsma and SupraThermal Ion Composition) – proučava svojstva plazme, protone, alfa čestice i teške ione. Komplet instrumenata SWAVES (STEREO/WAVES) – služi za praćenje izboja radio-zračenja sa Sunca do orbite Zemlje. Glavni ciljevi misije su razumjeti nastanak i posljedice koroninih izbačaja, uzrok i mehanizam njihovog okidanja, gibanje koroninih izbačaja kroz heliosferu, mehanizam ubrzavanja energetskih čestica sa Sunca, te razviti 3-D model Sunčevog vjetra.
STEREO internet stranica – http://www.stereo.jhuapl.edu/
Solar Dynamics Observatory
– SDO ili Solar Dynamics Observatory je prva NASA-ina svemirska misija u sklopu programa „Živjeti sa zvijezdom“ (Living With a Star – LWS). Cilj LWS programa je bolje razumijevanje promjena Sunčeve aktivnosti, kao i njihov utjecaj na život i klimatske promjene na Zemlji. SDO opservatorij lansiran je u veljači 2010. godine, s raketom Atlas V iz NASA-inog Kennedy Space Centera na Floridi. Predviđeno trajanje misije je 5 godina i tri mjeseca s mogućnošću produženja na 10 godina. SDO opservatorij bi trebao biti nasljednik misije Solar and Heliospheric Observatory (SOHO). Prikupljeni podaci SDO-a biti će poslani prema Zemlji pomoću dvije posebno dizajnirane divovske antene, čiji će signal primati 18-metarske radio-antene u istraživačkom centru White Sands, Novi Meksiko i povremeno Universal Space Network antena na South Pointu, Havaii. Ovim putem će SDO biti u mogućnosti poslati 130 megabita podataka u sekundi, što otprilike odgovara 1,5 terabajta podataka u jednom danu. Opservatorij je visok 4,5 m i širok nešto više od 2 m, a ukupna njegova masa zajedno s gorivom iznosi 3100 kg. SDO je zapravo usmjerena polu-nezavisna svemirska letjelica koja će biti smještena u stabilnu geosinkronu stazu oko Zemlje na visini od 36.000 km. Ova putanja izabrana je jer omogućuje kontinuirano cjelodnevno motrenje Sunca. SDO svemirski opservatorij će nositi tri znanstvena instrumenta: EVE (Extreme Ultraviolet Variability Experiment) instrument koji će motriti Sunce u ultraljubičastom području elektromagnetskog zračenja sa spektralnom i vremenskom rezolucijom kakvu do sada nije imao još niti jedan instrument. HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) motriti će promjene na Suncu, istraživati unutrašnjost Sunca i aktivnosti magnetskog polja. AIA (Atmospheric Imaging Assembly) snimat će Sunčevu ploču u nekoliko ultraljubičastih i ekstremno ultraljubičastih valnih duljina s visokom prostornom i vremenskom rezolucijom.
Internet stranica SDO misije – http://sdo.gsfc.nasa.gov/
Sl. 4: Umjetnikov prikaz svemirskog opservatorija SDO.
Hinode “Solar-B”
– Hinode (što na Japanskom znači „Izlazak Sunca”) poznatiji kao svemirska letjelica Solar-B, je solarna misija koju je uglavnom osmislila Japanska svemirska agencija JAXA u suradnji s institutima iz Sjedinjenih Američkih Država i Velike Britanije. Ona je zapravo nastavak slavne Yohkoh (“Solar-A”) misije. Letjelica je lansirana 22. rujna 2006. godine pomoću M-V rakete iz Uchinoura svemirskog centra, Japan. Početna orbita imala je perigej na visini od 280 km, apogej na visini od 686 km i nagib od 98,3 stupnja u odnosu na Zemljin ekvator. Nakon ove početne orbite letjelica je ubačena u tzv. kvazi-kružnu orbitu iznad linije dan/noć (terminatora), koja omogućuje skoro kontinuirano 24-satno motrenje Sunca. Dana 28. listopada 2006. godine letjelica je snimali prvu snimku Sunca. Hinode svemirska letjelica ima tri instrumenta za proučavanje Sunca:
- SOT (Solar Optical Telescope) je 0,5-metarski optički teleskop sa kutnom razlučivosti od oko 0,2 kutne sekunde. Na žarišnoj ravnini teleskopa nalaze se dva instrumenta: vektorski magnetogram i spektroskopski polarimetar. Prostorna rezolucija SOT instrumenta je poboljšana pet puta u odnosu na prijašnje instrumente iste vrste, npr. u odnosu na MDI instrument kakav se nalazi na SOHO svemirskoj letjelici.
- XRT (X-ray Telescope) je Wolter-ov teleskop dizajniran za snimanje najtoplijih područja Sunčeve korone (sa temperaturama od 0,5 do 10 milijuna K), s kutnom razlučivosti od 1 kutne sekunde.
- EIS (Extreme-Ultraviolet Imaging Spectrograph) je ekstremno ultraljubičasti (EUV) spektograf koji snima spektar Sunca u dva kanala valnih duljina, i to od 17,0-21,2 nm i 24,6-29,2 nm. Emisijske linije snimljene EIS instrumentom otkrivaju plazmu zagrijanu na temperature u rasponu od 50.000 K do 20 milijuna K. Prostorna razlučivost mu je oko 2 kutne sekunde. Cilj EIS instrumenta je otkriti fizikalne procese koji sudjeluju u zagrijavanju Sunčeve korone.
Glavni ciljevi svemirske letjelice Solar-B su: motrenje procesa u Sunčevoj atmosferi koji su odgovorni za prijenos magnetske energije iz nižih slojeva Sunčeve atmosfere u koronu, te razumjeti kako ta energija utječe na dinamiku i strukturu gornjih dijelova atmosfere i odrediti kako taj prijenos energije i dinamika atmosfere utječu na međuplanetarni prostor.
Uz pomoć ovih letjelica sigurno ćemo objasniti još poneku Sunčevu tajnu, ali ujedno ćemo saznati i neku novu za koju ćemo tek morati pronaći ispravno objašnjenje.
