Исследование активных процессов солнечной короны

Солнечная корона – внешняя часть атмосферы Солнца, которая обладает исключительно высокой температурой ~ 1 млн К и низкой плотностью ~ 109 см-3 плазмы (при характерных параметрах фотосферы 6000 К и 1017 см-3 ). Ввиду высокой температуры, корональное вещество сильно ионизовано. Плазма короны структурирована магнитным полем, простейшая структурная единица – корональная петля; подфотосферные течения приводят к деформации магнитного поля и накоплению магнитной энергии в короне. Эта энергия в конечном итоге переходит в тепловую энергию короны, а также выделяется во время вспышек, выбросов коронального вещества и других активных процессов.

В лаборатории проводятся исследования процессов, проходящих в короне Солнца. Применяются методы спектрального анализа EUV и soft X-ray спектров, численное решение МГД уравнений. Используются наблюдения, полученные рентгеновскими телескопами на спутниках SDO, Hinode, отечественных спутниках КОРОНАС. Также проводится разработка космической аппаратуры для проведения подобных наблюдений.

Публикации

1.A. Reva, S. Shestov, I. Zimovets et al. / Wave-like formation of hot loop arcades // Solar Physics, 2015, in press

2.Shestov S., Reva A., Kuzin S. / Extreme Ultraviolet Spectra of Solar Flares From the Extreme Ultraviolet Spectroheliograph Spirit Onboard the Coronas-F Satellite // The Astrophysical Journal, 780, 15, 2014

3.Shestov S., Ermakov V., Kanorski S. et al. / Enabling high-resolution extreme UV solar astronomy // SPIE Newsroom, 10–12, DOI: 10.1117/2.1201411.005683

Корона Солнца на длине волны 17.1 нм по данным спутника SDO (слева, в центре).  EUV зеркала космических телескопов ФИАН (справа).