Fizyka Słońca (seminarium)

Fizyka Słońca (seminarium)
test - odpowiedzi
8. Nowe metody wyznaczania słonecznych obfitości pierwiastków (modele atmosfery 3D, nonLTE) dają:
a) taką samą
b) większą
c) mniejszą
1. Wśród działających obecnie satelitarnych obserwatoriów słonecznych są:
obfitość tzw. metali (pierwiastków cięższych od H i He) w porównaniu z poprzednimi wyznaczeniami.
a) Solar Orbiter, SDO, Solar Probe
b) SWIFT, XMM-Newton, COROT
c) SOHO, STEREO, Hinode
9. Pociemnienie brzegowe obserwowane w świetle białym jest efektem:
a) wzrostu nieprzezroczystości z wysokością w fotosferze
b) zmianą składu chemicznego z wysokością w fotosferze
2. Do uzyskiwania obrazów w miękkim promieniowaniu rentgenowskim wykorzystuje się:
c) spadku temperatury z wysokością w fotosferze
a) teleskopy z optyką tzw. ślizgających promieni (grazing incidence optics)
b) takie same teleskopy, jak w promieniowaniu widzialnym i UV
c) teleskopy z obrazowaniem fourierowskim
10. Granulacja widoczna w fotosferze jest efektem:
a) obecności pola magnetycznego w fotosferze
b) konwekcji zachodzącej pod fotosferą
3. Jakie jest wyjaśnienie problemu neutrin słonecznych?
c) fal dźwiękowych rozchodzących się w fotosferze
a) błędne przewidywania modelu wnętrza Słońca
b) zjawisko oscylacji neutrin, czyli zmiany typu neutrina w czasie jego propagacji
c) zbyt niska czułość detektorów neutrin
11. Siatka chromosferyczna jest wynikiem koncentracji pola magnetycznego na brzegach:
a) supergranul
b) granul
4. Jaki typ neutrin powstaje w wyniku słonecznych reakcji termojądrowych?
c) plam słonecznych
a) neutrino elektronowe
b) neutrino mionowe
c) neutrino taonowe
5. Za oscylacje Słońca obserwowane na poziomie fotosfery (tzw. oscylacje 5 min) odpowiedzialne są:
a) fale grawitacyjne (g-mody)
b) fale ciśnieniowe (p-mody)
c) fale magnetyczne (m-mody)
6. Obserwacje heliosejsmologiczne dostarczyły nam informacji o:
a) głębokości warstwy konwektyjnej
b) prędkości rotacji wnętrza Słońca
c) wieku Słońca
7. Zjawisko zwane efektem pierwszego potencjału jonizacyjnego (FIP - first ionization potential effect) polega na
tym, że:
a) pierwiastki z niskim FIP (<10eV) wykazują większą obfitość w koronie niż w fotosferze
b) pierwiastki z niskim FIP (<10eV) wykazują mniejszą obfitość w koronie niż w fotosferze
c) linie pierwiastków z niskim FIP (<10eV) nie są widoczne w koronie
12. Który z poniższych rysunków przedstawia współcześnie przyjmowany model słonecznej chromosfery i
korony?
a) A
b) B
c) C
13. Średnia temperatura w spokojnej koronie wynosi:
a) 10 -15 mln K
19. Pomiar pola magnetycznego możliwy jest dzięki:
b) 4 - 5 mln K
a) efektowi Zeemana
c) 1 - 2 mln K
b) efektowi Stokesa
c) efektowi Hanle’a
14. Dziury koronalne to obszary korony, w których:
a) linie pola magnetycznego są otwarte
20. Który z poniższych obrazów przedstawia magnetogram Słońca?
b) linie pola magnetycznego są zamknięte
a) A
c) pole magnetyczne nie jest obecne
b) B
c) C
15. Składowa wiatru słonecznego pochodząca z dziur koronalych ma:
a) większą prędkość i mniejszą gęstość
b) mniejszą prędkość i większą gęstość
c) większą prędkość i większą gęstość
w porównaniu do składowej pochodzącej z pozostałych obszarów korony.
16. Heliosfera to:
a) obszar przestrzeni międzyplanetarnej zajmowany przez Słońce i jego atmosferę (chromosferę, koronę)
b) obszar przestrzeni międzygwiazdowej, w której dominuje plazma wiatru słonecznego
c) obszar przestrzeni międzygwiazdowej, w której dominuje oddziaływanie grawitacyjne Słońca
17. Łukowa fala uderzeniowa, powstająca na styku magnetosfery Ziemi i wiatru słonecznego, jest przykładem:
21. Czas, jaki upływa średnio od minimum do maksimum aktywności jest:
a) fali uderzeniowej, w której plazma jest bezzderzeniowa
a) dłuższy
b) magnetohydrodynamicznej fali uderzeniowej
b) taki sam
c) niemagnetycznej fali uderzeniowej
c) krótszy
niż/jak czas upływający średnio od maksimum do minimum aktywności.
18. Poniższy rysunek przedstawia oddziaływanie planety:
a) posiadającej pole magnetyczne i atmosferę (np. Ziemia)
b) posiadającej atmosferę i nie posiadającej pola magnetycznego (np. Wenus)
c) posiadającej pole magnetyczne i nie posiadającej atmosfery (np. Merkury)
z wiatrem słonecznym.
22. Pełny cykl zmiany biegunowości globalnego pola magnetycznego Słońca (cykl magnetyczny Hale’a) trwa
około:
a) 11 lat
b) 22 lat
c) 80 lat