Tag: Słońce

Parker Solar Probe leci wystarczająco blisko Słońca, aby zobaczyć źródło szybkiego wiatru słonecznego

Radosław B. AMBROŻY

Skąd pochodzi wiatr słoneczny? To pytanie, na które fizycy słoneczni chcieli odpowiedzieć od dziesięcioleci. Teraz Parker Solar Probe pokazuje im dokładnie, gdzie ten strumień cząstek opuszcza naszą gwiazdę w podróży przez przestrzeń międzyplanetarną.

Parker podąża za orbitą, która zabiera go bardzo blisko Słońca. Dla każdego innego statku kosmicznego takie przejście byłoby pocałunkiem śmierci. Ale ta sonda została zbudowana do bliskich podejść, aby mogła zbierać dane in-situ o zewnętrznej atmosferze (zwanej koroną) i dziwnych “pęknięciach” w koronie zwanych koronalnymi. W ten sposób był w stanie patrzeć bezpośrednio na struktury na Słońcu, które tworzą tak zwane “szybkie” wiatry słoneczne.

Sekret szybkich wiatrów słonecznych
Zespół naukowców kierowany przez Stuarta D. Bale’a (University of California, Berkeley) i Jamesa Drake’a z University of Maryland-College Park powiedział, że Parker wykrył strumienie wysokoenergetycznych cząstek, które pasują do tak zwanych przepływów “supergranulacji” wewnątrz koronalnych.

W szczególności sonda zarejestrowała aktywność zwaną “rekoneksją magnetyczną”, która tworzy ten komponent szybkiego wiatru. Pomyśl o koronalnych jak o głowicach prysznica słonecznego. Zamiast wody, strumienie energetyzowanych cząstek wyłaniają się ze Słońca i podróżują wzdłuż linii pola magnetycznego. Kiedy pola magnetyczne o dwóch różnych polaryzacjach spotykają się w tych “lejkach” głowicy prysznicowej, pola magnetyczne mogą pęknąć. Następnie szybko się ponownie łączą, a ta aktywność energetyczna wyrzuca naładowane cząstki w przestrzeń kosmiczną jako część szybkiego wiatru słonecznego.

“Fotosfera jest pokryta komórkami konwekcyjnymi, jak we wrzącym garnku z wodą, a przepływ konwekcyjny na większą skalę nazywa się supergranulacją” – powiedział Bale. “Tam, gdzie te ogniwa supergranulacyjne spotykają się i schodzą w dół, ciągną pole magnetyczne na swojej drodze do tego rodzaju lejka w dół. Pole magnetyczne staje się tam bardzo intensywne, ponieważ jest po prostu zakleszczone. To rodzaj miarki pola magnetycznego spływającego do odpływu. A przestrzenne oddzielenie tych małych odpływów, tych lejków, jest tym, co widzimy teraz za pomocą sondy słonecznej.”

Co ciekawe, Bale powiedział, że podczas gdy ponowne połączenie w lejkach dostarcza energii dla wiatru słonecznego, wydaje się, że dzieje się to tylko w określonych obszarach koronalnej. “Pochodzi z tych małych wiązek energii magnetycznej, które są związane z przepływami konwekcyjnymi” – powiedział. “Nasze wyniki, jak sądzimy, są mocnym dowodem na to, że to ponowne połączenie to robi”.

Powyższe zdjęcie ogólnej granulacji w fotosferze słonecznej zostało wykonane przez teleskop słoneczny Daniela K. Inouye. Parker przyjrzał się regionom supergranulacji wewnątrz koronalnych. Źródło: NSO/AURA/NSF.

O wietrze słonecznym
Astronomowie wiedzą o wietrze słonecznym od czasu, gdy astronomowie Richard C. Harrington i Richard Hodgson po raz pierwszy zaobserwowali rozbłyski słoneczne w 1859 roku. Carrington następnie powiązał ten wybuch z burzą geomagnetyczną, która uderzyła w Ziemię dzień później. Inni naukowcy, tacy jak Arthur Eddington, Kristian Birkeland i Ludwig Biermann, kontynuowali badania tego zjawiska. Jeszcze inni zauważyli, że ta aktywność słoneczna wydaje się wpływać na warkocze plazmy komet. Zjawisko to jest dość dobrze rozumiane dzięki dziesięcioleciom obserwacji komet i korelacji z danymi z takich sond jak sonda Ulysses, Armada Halleya i inne.

Wiatr słoneczny wypływa ze Słońca we wszystkich kierunkach. Różni się gęstością (czyli ilością cząstek, które przenosi), temperaturą i prędkością. Zmiany te pojawiają się na wszystkich szerokościach i długościach geograficznych Słońca. Zmieniają się również w czasie. Ogólnie rzecz biorąc, wiatr ten istnieje w składowej szybkiej (lub szybkiej) i powolnej. Oba te reżimy wpływają nie tylko na komety, ale także na planety w Układzie Słonecznym. Na przykład powoduje “pogodę kosmiczną” na Ziemi, zorze polarne na Jowiszu i Saturnie oraz eroduje marsjańską atmosferę.

Szybki wiatr słoneczny zazwyczaj przyspiesza z prędkością około 750 kilometrów na sekundę, podczas gdy wolniejszy komponent porusza się z prędkością około 300-500 kilometrów na sekundę. Oba te składniki wydają się mieć nieco odmienne pochodzenie. Wiatr o niskiej prędkości wydaje się pochodzić z pasa “serpentyn” Słońca, który znajduje się mniej więcej blisko równika. Szybki wiatr słoneczny pochodzi z tych koronalnych, które Parker zbadał bardzo szczegółowo.

Koronalne otwory Redux
To nie są tak naprawdę “” w sensie fizycznej “w Słońcu”. W rzeczywistości są to obszary, w których linie pola magnetycznego wyłaniają się z fotosfery Słońca bez zapętlania się z powrotem do wewnątrz. Zamiast tego pozostają jako linie otwartego pola, które rozszerzają się na zewnątrz i wypełniają większość przestrzeni wokół Słońca. koronalne zwykle obozują na biegunach podczas spokojnych okresów Słońca. Oznacza to, że szybki wiatr słoneczny, który generują, zwykle nie napotyka Ziemi. Jednak co 11 lat poziom aktywności Słońca wzrasta wraz z odwróceniem pola magnetycznego. W tych okresach zwiększonej aktywności koronalne mogą pojawić się na całej powierzchni. W tym okresie “maksimum słonecznego” wybuchy szybkiego wiatru słonecznego mogą skończyć się skierowaniem bezpośrednio na Ziemię. Przez długi czas fizycy słoneczni nie wiedzieli dokładnie, jak działa proces generowania wiatru słonecznego w koronalnych. To dlatego, że wiatr słoneczny musi przejść przez koronę słoneczną. Zanim dotrze do Ziemi i innych obserwatoriów słonecznych, strumień ten jest tylko rozmyciem naładowanych cząstek.

Śledzenie miejsc narodzin szybkiego wiatru słonecznego
Podczas ostatniego bliskiego przelotu Parker znalazł się w odległości 25 promieni Słońca (21 milionów km) od Słońca. Podczas tego przejścia sonda specjalnie wyzerowała koronalne. Wtedy był w stanie zobaczyć drobne “struktury lejka”, które generują szybki przepływ. Nour Raouafi, naukowiec projektu Parker Solar Probe w Laboratorium Fizyki Stosowanej, mówi, że struktury lejków prawdopodobnie są związane z jasnymi dżetami, które można zobaczyć z Ziemi w koronalnych.

Rozwiązanie tajemnicy wiatru słonecznego było sześćdziesięcioletnim marzeniem wielu pokoleń naukowców. Teraz chwytamy się fizycznego zjawiska, które napędza wiatr słoneczny u jego źródła – korony.powiedział Raouafi.

Zaglądanie do miejsc narodzin szybkiego wiatru słonecznego to nie tylko ćwiczenie z fizyki słonecznej. Dane z Parkera (wraz z innymi obserwatoriami słonecznymi w kosmosie i na ziemi) są nieocenione, jeśli chodzi o przewidywanie burz słonecznych. Wiatr słoneczny odgrywa ogromną rolę w tych zaburzeniach geomagnetycznych, które mogą siać spustoszenie w satelitach, systemach komunikacyjnych i sieciach energetycznych na Ziemi.

Wiatry przenoszą wiele informacji ze Słońca na Ziemię, więc zrozumienie mechanizmu stojącego za wiatrem słonecznym jest ważne ze względów praktycznych na Ziemi. Wpłynie to na naszą zdolność do zrozumienia, w jaki sposób Słońce uwalnia energię i napędza burze geomagnetyczne, które stanowią zagrożenie dla naszych sieci komunikacyjnych.powiedział Drake.

Misja Parker Solar Probe rozpoczęła się w 2018 roku. Wykona 24 orbity wokół Słońca przed połową 2025 roku. Najbliżej Słońca znajduje się około 8,8 promienia Słońca nad powierzchnią. To odległość około 6,5 miliona kilometrów. Jeśli zbliży się, ciepło i ogromne promieniowanie usmażą delikatne instrumenty, których używa do badania Słońca.

W tej chwili Parker wykonuje większość swojej pracy teraz, gdy Słońce znajduje się w okresie maksimum słonecznego. Chociaż jest to ekscytujący czas, zwiększona aktywność słoneczna może zagrozić statkowi kosmicznemu lub przesłonić niektóre z tych precyzyjnie szczegółowych procesów, które zespół próbuje zbadać.

Nowe chińskie Obserwatorium Słoneczne jest prawie gotowe do prób

Radosław B. AMBROŻY

W Chinach powstaje nowy obiekt do obserwacji Słońca. Leży daleko na górze w pobliżu miasta Mangya w mongolsko-tybetańskiej prefekturze autonomicznej Qinghai. Teleskop jest uważany za pierwszy na świecie teleskop średniej podczerwieni zbudowany do dokładnych pomiarów słonecznego pola magnetycznego.

Nowe obserwatorium dołącza do kolekcji 35 teleskopów astronomicznych – niektóre już w budowie, a inne w planowaniu – rozmieszczonych na terenie bazy obserwacji astronomicznej Lenghu. To rezerwat położony około 4000 metrów w górach Quighainan. Jest prowadzony przez Narodowe Obserwatoria Astronomiczne Chin i Chińską Akademię Nauk.

Platforma C obserwatorium astronomicznego w budowie w Lenghu, mieście Mangya, mongolskiej mongolskiej Haixi i tybetańskiej prefekturze autonomicznej, w północno-zachodniej prowincji Qinghai w Chinach. To właśnie tam testowane jest nowe obserwatorium słoneczne. (Zdjęcie dzięki uprzejmości biura zarządzającego parkiem przemysłowym Lenghu)

Naukowcy określają bazę Lenghu jako “jedno z najbardziej marsjańskich miejsc na Ziemi“. Wynika to głównie z suchego klimatu, liczby słonecznych dni i wyraźnej przejrzystości atmosfery. Te warunki sprawiają, że jest to idealne miejsce do prowadzenia obserwacji słonecznych w średniej podczerwieni. Nowy, najnowocześniejszy obiekt jest obecnie w fazie testów. Obserwacje próbne powinny rozpocząć się w ciągu roku. Według Wang Dongguanga, głównego inżyniera z Huairou Solar Observing Station, teleskop ten ma wypełnić ważną niszę w światowych obserwatoriach słonecznych.

Wyzwania związane z podczerwienią
Wykonywanie jakichkolwiek obserwacji astronomicznych w zakresie średniej podczerwieni rodzi wyzwania. Wymagają idealnych warunków, aby sprzęt mógł zebrać potrzebne światło. Według starszego inżyniera Feng Zhiwei, zespół osiągnął kilka kluczowych celów.

Naukowcy rozwiązali problem wysokich szumów otoczenia i obniżonej wydajności detektora, które napotkali w obserwacjach słonecznych w tym zakresie pasma podczerwieni.zauważył Feng.

Rozwiązanie polega na zainstalowaniu i przetestowaniu chipów detektorów produkcji krajowej.

Feng zauważył również, że system jest używany głównie do monochromatycznych obserwacji obrazowania w paśmie podczerwieni od 8 do 10 mikronów. Jest to ważne przy badaniu mechanizmu przenoszenia masy i energii podczas gwałtownych erupcji.

Aktywność słoneczna w podczerwieni
Zakres podczerwieni widma elektromagnetycznego jest bardzo przydatny do badań Słońca. Niektóre długości fal w tym zakresie są stosunkowo łatwe do zaobserwowania z ziemi. Znajdują się one w tak zwanym “podczerwonym oknie atmosferycznym“, które dopuszcza światło podczerwone o wielkości od 8 do 14 mikronów. W zależności od warunków światło przechodzi przez naszą atmosferę bez pochłaniania przez gazy atmosferyczne i parę wodną.

Jednak sprawy stają się trudniejsze, gdy astronomowie chcą patrzeć na długości fal poza tym oknem. Atmosfera pochłania inne zakresy światła podczerwonego, a także emituje własną podczerwień. To sprawia, że obserwacje są trudniejsze do zdobycia. Aby uzyskać dobre “widzenie” w podczerwieni, obiekty muszą znajdować się w pobliżu szczytów gór w suchym klimacie. Teleskopy na Hawajach i w Chile oraz w górach Chin są dobrymi przykładami obiektów, które wykorzystują warunki na dużych wysokościach.

Według naukowców z Chińskiej Akademii Nauk, to nowe urządzenie zapewni dokładniejsze badanie pola magnetycznego Słońca. Dostarczy również obrazowania w średniej podczerwieni i danych z obserwacji widmowych. Mają nadzieję, że osiągnie przełom w fizyce słonecznej dzięki dogłębnym badaniom słonecznego pola magnetycznego. Zespoły naukowe planują wykorzystać go do zbadania mechanizmu wytwarzania, akumulacji, wyzwalania i uwalniania energii magnetycznej. Jego długoterminowe obserwacje powinny zapewnić wgląd w transfer materii i energii podczas gwałtownych erupcji, takich jak rozbłyski.

Budowa nowej instalacji solarnej
Nowe chińskie obserwatorium słoneczne w średniej podczerwieni dołącza do światowej kolekcji teleskopów skierowanych na naszą gwiazdę. Na Hawajach znajduje się nowo otwarty ośrodek im. Daniela K. Inouye’a, który zajmuje się nauką mającą na celu zrozumienie podstawowych procesów i działań na Słońcu. Oczywiście istnieje mnóstwo orbitujących i kosmicznych teleskopów słonecznych. Sonda NASA Parker Solar Probe tańczy blisko Słońca podczas zbliżania się. Inne obiekty, takie jak chińskie obserwatorium słoneczne ASO-S, misja NASA STEREO, NASA/ESA Solar and Heliospheric Observatory, Solar Dynamics Observatory i ESA Solar Observer, dają długoterminowe spojrzenie na Słońce z różnych orbit, a w wielu przypadkach zapewniają wczesne ostrzeganie o aktywności słonecznej.

Wang stwierdził, że teleskop AIMS jest nie tylko innowacyjny w swoich celach naukowych według światowych standardów, ale także zapewnia inne przełomowe odkrycia. Badania i rozwój teleskopu promują dalsze badania nad widmem podczerwieni i technologią pomiaru polaryzacji w podczerwieni w Chinach.

Naukowcy z CAS dążą do tego, aby była to jedna z czołowych lokalizacji astronomicznych na świecie i chcą chronić jej dostęp do nieba. “Rezerwat” astronomiczny będzie miał ochronę środowiska przed zanieczyszczeniami i innymi zakłóceniami. Spośród 35 planowanych teleskopów cztery są obecnie w użyciu. Kolejne 28 zakończyło budowę wież obserwacyjnych i instalacji kopuły. Reszta jest w fazie badań i rozwoju w przyszłym roku.

Fale grawitacyjne z pulsarów mogą być wykorzystane do badania wnętrza Słońca

Radosław B. AMBROŻY

Astronomia fal grawitacyjnych jest wciąż w początkowej fazie. Do tej pory skupiał się na najbardziej energetycznych i wyraźnych źródłach fal grawitacyjnych, takich jak kataklizmiczne łączenie się czarnych dziur i gwiazd neutronowych. Ale to się zmieni wraz z poprawą naszych teleskopów grawitacyjnych i pozwoli astronomom badać wszechświat w sposób wcześniej niemożliwy.

Chociaż fale grawitacyjne mają wiele podobieństw do fal świetlnych, jedną wyraźną różnicą jest to, że większość obiektów jest przezroczysta dla fal grawitacyjnych. Światło może być absorbowane, rozpraszane i blokowane przez materię, ale fale grawitacyjne w większości przechodzą przez materię. Mogą być soczewkowane przez masę obiektu, ale nie w pełni zablokowane. Oznacza to, że fale grawitacyjne mogą być używane jako narzędzie do zaglądania do wnętrza ciał astronomicznych, podobnie jak promieniowanie rentgenowskie lub MRI pozwalają nam zobaczyć wnętrze ludzkiego ciała.

Taka jest idea stojąca za niedawnymi badaniami dotyczącymi tego, w jaki sposób fale grawitacyjne można wykorzystać do badania wnętrza Słońca. Słońce jest tak niewiarygodnie gorące i gęste, że światło nie może go przeniknąć. Nawet światło wytwarzane w jądrze Słońca potrzebuje ponad 100 000 lat, aby dotrzeć do powierzchni Słońca. Nasze jedyne informacje o wnętrzu Słońca pochodzą z heliosejsmologii, gdzie astronomowie badają drgania powierzchni Słońca spowodowane falami dźwiękowymi wewnątrz Słońca.

Ścieżka trzech gwiazd neutronowych za Słońcem. Źródło: Takahashi et al

W tym nowym badaniu zespół przygląda się, w jaki sposób fale grawitacyjne szybko rotujących gwiazd neutronowych można wykorzystać do badania Słońca. Chociaż idealnie gładki obracający się obiekt nie tworzy fal grawitacyjnych, asymetryczne obiekty wirujące tak. Gwiazdy neutronowe mogą mieć deformacje lub górskie wzrosty spowodowane ich wewnętrznym ciepłem lub polami magnetycznymi. Jeśli taka gwiazda neutronowa obraca się szybko, wytwarza ciągły strumień fal grawitacyjnych. Te fale grawitacyjne są zbyt słabe, aby mogły być obserwowane przez obecne teleskopy, ale następna generacja obserwatoriów grawitacyjnych powinna być w stanie je wykryć.

Ponieważ gwiazdy neutronowe są dość powszechne w galaktyce, niektóre z nich są ustawione w taki sposób, że Słońce przechodzi przed nimi z naszej perspektywy. Z ponad 3 znanych pulsarów, około 000 z nich jest dobrymi kandydatami na źródła fal grawitacyjnych, a z tych 500 wiadomo, że przechodzą za Słońcem. Zespół wykorzystał profile tych trzech pulsarów jako punkt wyjścia.

Ponieważ Słońce jest przezroczyste dla fal grawitacyjnych, jedyny wpływ, jaki Słońce ma na nie, to jego masa grawitacyjna. Gdy fale przechodzą przez Słońce, są nieco soczewkowane grawitacyjnie. Ilość soczewkowania zależy od masy Słońca i rozkładu tej masy. Zespół odkrył, że przy odpowiednich pomiarach obserwacje fal grawitacyjnych mogą zmierzyć profil gęstości Słońca z dokładnością do 3 sigma.

Trzy znane pulsary to prawdopodobnie tylko niewielki ułamek źródeł fal grawitacyjnych, które przechodzą za Słońcem. Większość gwiazd neutronowych ma orientację spinową, która nie kieruje błysków radiowych w naszym kierunku, ale nadal mogą być używane jako sondy grawitacyjne. Prawdopodobnie istnieją setki szybko rotujących gwiazd neutronowych, które przechodzą za Słońcem w ciągu roku. Skoro jesteśmy w stanie obserwować ich fale grawitacyjne, powinny one dać nam doskonały widok wewnątrz naszej najbliższej gwiazdy.

Solar Orbiter zbliża się do Słońca, ujawniając coraz więcej z każdym przejściem

Radosław B. AMBROŻY

10 kwietnia należący do ESA Solar Orbiter wykonał najbliższy przelot w pobliżu Słońca, znajdując się w odległości zaledwie 29% odległości od Ziemi do Słońca. Z tego punktu obserwacyjnego sonda wykonuje badania z bliska naszego Słońca i wewnętrznej heliosfery. Jest to w zasadzie niezbadane terytorium, ponieważ nigdy nie mieliśmy statku kosmicznego tak blisko Słońca.

Jednym z celów misji jest ustalenie, dlaczego korona słoneczna – jego zewnętrzna atmosfera – jest tak gorąca. Korona może osiągnąć temperaturę 2 milionów stopni C, znacznie gorętszą niż jej powierzchnia 5 500 °C. Nowy artykuł oparty na danych z Solar Orbiter może dostarczyć pewnych wskazówek.

W ubiegłym roku sonda przesłała dane pokazujące, że na powierzchni Słońca ma miejsce znane zjawisko zwane rekoneksją magnetyczną. Ale w tym przypadku odbywa się to na bardzo małą skalę, której wcześniej nie można było zobaczyć. W artykule zespołu, opublikowanym w czasopiśmie Nature, wyjaśniają, że rekoneksja magnetyczna występuje, gdy pole magnetyczne zmienia się w bardziej stabilną konfigurację. Jest to podstawowy mechanizm uwalniania energii w przegrzanych gazach znanych jako plazma. Te rekoneksje były wcześniej obserwowane na dużych obszarach powierzchni Słońca i wiadomo, że są kluczowym mechanizmem zaangażowanym w powodowanie rozbłysków słonecznych i erupcji.

Nowe badania, które połączyły dane z Solar Orbiter wraz z misjami NASA Solar Dynamics Observatory (SDO) i Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS), pokazują, że rekoneksja magnetyczna występująca w mniejszych skalach jest głównym kandydatem do tajemniczego ogrzewania korony słonecznej.

Wykorzystanie danych obrazowania w ekstremalnym ultrafiolecie (EUV) z kamery koronalnej o wysokiej rozdzielczości (Hi-C), która idealnie jest w stanie rozdzielić skale rzędu 150 km, dostarczyło dowodów na ponowne połączenie między plecionymi nitkami magnetycznymi a odpowiadającym im ogrzewaniem.napisał zespół w swoim artykule.

Powiedzieli, że obserwacje, które miały miejsce 2 marca 2022 r., Trwały godzinę.

W komunikacie prasowym ESA zespół stwierdził, że obserwacje Solar Orbiter w ultrawysokiej rozdzielczości pokazują, że w koronie mają miejsce trwałe rekoneksje w małej skali (około 390 km średnicy). Okazuje się, że są to długowieczne “łagodne” sekwencje w porównaniu z nagłymi wybuchowymi uwolnieniami energii, z którymi rekoneksja jest zwykle związana w przypadku zdarzeń takich jak koronalne wyrzuty masy. Naukowcy stwierdzili, że temperatury wokół punktu pola magnetycznego, w którym natężenie pola magnetycznego spada do zera, znane jako punkt zerowy, utrzymywały się w temperaturze około 10 milionów °C i generowały wypływ materiału, który przybył w postaci dyskretnych “kleksów” podróżujących od punktu zerowego z prędkością około 80 km / s.

Widoki z różnych statków kosmicznych pokazujące obserwacje zdarzenia rekoneksji magnetycznej Słońca. Górna część pokazuje pełny obraz Słońca (AIA) Atmospheric Imaging Assembly (AIA) Solar Dynamics Observatory, na który nakłada się obraz w skali szarości z Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) firmy SDO dla obszaru obserwowanego przez Extreme Ultraviolet Imager (EUI) Obserwatorium Słonecznego. B wyświetla delikatną strukturę obserwowanego zdarzenia, NOAA 12957. C jest powiększeniem) pokazującym jasną strukturę przypominającą wachlarz. D jest powiększeniem punktowego rozjaśnienia (białe pole w c) wskazującym skalę przestrzenną ogrzanej plazmy związaną z zerową rekoneksją. Źródło: X. Cheng i wsp.

Oprócz tego ciągłego odpływu, wybuchowy epizod miał również miejsce wokół tego punktu zerowego i trwał cztery minuty. Zespół stwierdził, że wyniki Solar Orbiter sugerują, że rekoneksja magnetyczna, w skalach, które wcześniej były zbyt małe, aby można je było rozdzielić, przebiega nieprzerwanie zarówno w łagodny, jak i wybuchowy sposób. Jest to ważne, ponieważ oznacza to, że ponowne połączenie może trwale przenosić masę i energię na leżącą nad nią koronę, przyczyniając się do jej ogrzewania.

W trakcie misji Solar Orbiter naukowcy mają nadzieję na przeprowadzenie obserwacji w jeszcze wyższej rozdzielczości czasoprzestrzennej w przyszłych zbliżeniach sondy, aby oszacować, jaka część ciepła korony może być przenoszona w ten sposób. Statek kosmiczny znajduje się na 180-dniowej orbicie wokół Słońca, na której to orbicie osiąga najbliższe zbliżenie do Słońca co sześć miesięcy, w odległości około 42 milionów km od Słońca.