Хиноде ( / ˈ h iː n oʊ d eɪ / ; японский :ひので, IPA: [çinode] , Sunrise), ранее Solar-B , — это солнечная миссия Японского агентства аэрокосмических исследований в сотрудничестве с США и Великобританией . Это продолжение миссии Yohkoh (Solar-A), и оно было запущено во время последнего полета ракеты MV из Космического центра Учинура , Япония , 22 сентября 2006 года в 21:36 UTC (23 сентября, 06:36 JST) . ). Начальная орбита имела высоту перигея 280 км, высоту апогея 686 км, наклонение 98,3 градуса. Затем спутник перешел на квазикруговую солнечно-синхронную орбиту над терминатором дня/ночи , что позволяет практически непрерывно наблюдать за Солнцем. 28 октября 2006 года инструменты зонда сделали первые изображения.
Данные с Hinode загружаются на норвежскую наземную станцию Svalsat , управляемую Kongsberg , в нескольких километрах к западу от Лонгйирбюена , Шпицберген . Оттуда данные передаются Telenor по оптоволоконной сети на материковую часть Норвегии в Харстаде , а затем пользователям данных в Северной Америке, Европе и Японии.
Хиноде планировалась как трехлетняя миссия по исследованию магнитных полей Солнца. Он состоит из скоординированного набора оптических, ультрафиолетовых (EUV) и рентгеновских приборов для исследования взаимодействия между магнитным полем Солнца и его короной. Результатом станет лучшее понимание механизмов, которые питают солнечную атмосферу и вызывают солнечные извержения. Спектрометр визуализации EUV (EIS) был построен консорциумом во главе с Лабораторией космических наук Малларда ( MSSL ) в Великобритании . [3] НАСА , космическое агентство США, участвовало в разработке трех компонентов научных приборов: пакета фокальной плоскости (FPP), рентгеновского телескопа (XRT) и спектрометра формирования изображений в экстремальном ультрафиолетовом диапазоне (EIS) и разделяет операции. поддержка научного планирования и формирования команд приборов. [4] Миссия была продлена до конца 2020 года с вероятным продлением до 2022 года. [5]
У Хиноде есть три основных инструмента для изучения Солнца .
Григорианский оптический телескоп диаметром 0,5 метра с угловым разрешением около 0,2 угловой секунды и полем зрения около 400 х 400 угловых секунд. В фокальной плоскости SOT пакет фокальной плоскости (FPP), созданный Лабораторией солнечной и астрофизики Lockheed Martin в Пало-Альто, Калифорния, состоит из трех оптических инструментов: устройства формирования изображений с широкополосным фильтром (BFI), которое создает изображения солнечной фотосферы и хромосферы в шесть широкополосных интерференционных фильтров; Narrowband Filter Imager (NFI), который представляет собой настраиваемый двулучепреломляющий фильтр типа Лио, способный создавать изображения магнитограммы и допплерограммы солнечной поверхности; и спектрополяриметр (SP), который на сегодняшний день создает наиболее чувствительные векторные магнитографические карты фотосферы.
FPP также включает в себя устройство отслеживания корреляции (CT), которое фиксирует солнечную грануляцию для стабилизации изображений SOT с точностью до долей угловой секунды . Пространственное разрешение SOT в 5 раз лучше, чем у предыдущих космических солнечных телескопов (например, прибора MDI на SOHO ) .
Модифицированная конструкция телескопа Вольтера I, в которой используется оптика скользящего падения для изображения самых горячих компонентов солнечной короны (от 0,5 до 10 миллионов К) с угловым разрешением, соответствующим пикселю в 1 угловую секунду на ПЗС-матрице. Телескоп имеет поле зрения 34 угловых минуты. Он способен делать снимки всего Солнца, если направить его в центр солнечного диска. Телескоп был спроектирован и построен Смитсоновской астрофизической обсерваторией (SAO), которая вместе с обсерваторией Гарвардского колледжа (HCO) образует Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики (CfA). Камера разработана NAOJ и JAXA .
Спектрометр крайнего ультрафиолета (EUV) нормального падения , который получает спектры с пространственным разрешением в двух диапазонах длин волн: 17,0–21,2 и 24,6–29,2 нм. [6] Пространственное разрешение составляет около 2 угловых секунд, а поле зрения — до 560 x 512 угловых секунд 2 . Линии излучения в диапазонах длин волн EIS излучаются при температурах от 50 000 К до 20 миллионов К. EIS используется для идентификации физических процессов, связанных с нагревом солнечной короны .
