авторефераты диссертаций БЕСПЛАТНАЯ БИБЛИОТЕКА РОССИИ

КОНФЕРЕНЦИИ, КНИГИ, ПОСОБИЯ, НАУЧНЫЕ ИЗДАНИЯ

<< ГЛАВНАЯ
АГРОИНЖЕНЕРИЯ
АСТРОНОМИЯ
БЕЗОПАСНОСТЬ
БИОЛОГИЯ
ЗЕМЛЯ
ИНФОРМАТИКА
ИСКУССТВОВЕДЕНИЕ
ИСТОРИЯ
КУЛЬТУРОЛОГИЯ
МАШИНОСТРОЕНИЕ
МЕДИЦИНА
МЕТАЛЛУРГИЯ
МЕХАНИКА
ПЕДАГОГИКА
ПОЛИТИКА
ПРИБОРОСТРОЕНИЕ
ПРОДОВОЛЬСТВИЕ
ПСИХОЛОГИЯ
РАДИОТЕХНИКА
СЕЛЬСКОЕ ХОЗЯЙСТВО
СОЦИОЛОГИЯ
СТРОИТЕЛЬСТВО
ТЕХНИЧЕСКИЕ НАУКИ
ТРАНСПОРТ
ФАРМАЦЕВТИКА
ФИЗИКА
ФИЗИОЛОГИЯ
ФИЛОЛОГИЯ
ФИЛОСОФИЯ
ХИМИЯ
ЭКОНОМИКА
ЭЛЕКТРОТЕХНИКА
ЭНЕРГЕТИКА
ЮРИСПРУДЕНЦИЯ
ЯЗЫКОЗНАНИЕ
РАЗНОЕ
КОНТАКТЫ


Pages:     | 1 || 3 | 4 |   ...   | 5 |

«Российская академия наук Польская академия наук Rosyjska Akademia Nauk Polska Akademia Nauk НАУЧНОЕ СОТРУДНИЧЕСТВО МЕЖДУ ...»

-- [ Страница 2 ] --

The EUV spectroscopy is very powerful tool for the hot plasma diagnostics and study the short­ wavelength solar spectra in order to understand the physical and dynamical processes making the observed plasma structures of the solar corona. We used the coronal EUV and X­ray spectra ob­ tained from RESIK and SPIRIT instruments placed aboard the CORONAS­F space solar observa­ tory. Based on this data we obtain one of the most plasma parameter, the distribution of plasma with temperature – so called differential emission measure (DEM).

3 СФИНКС SPHINX Руководитель проекта Kierownik projektu с российской стороны: ze strony Rosji:

С. КУЗИН S. KUZIN Руководитель проекта Kierownik projektu с польской стороны: ze strony Polski:

Я. СИЛЬВЕСТЕР J. SYLWESTER В рамках выполнения совместного проекта W ramach realizacji wsplnego projektu skon­ был создан космический солнечный спек­ struowano kosmiczny soneczny spektrofoto­ трофотометр CФИНКС и проведен экс­ metr SphinX i przeprowadzono w 2009 roku перимент по прецизионной регистрации eksperyment na pokadzie satelity „Koro­ потока излучения в диапазоне 0,8…14,5 кэВ nas­Foton”. Eksperyment mia na celu pomiar на борту спутника «Коронас­Фотон» в strumienia promieniowania w zakresie energii 2009 году. В ходе этих исследований полу­ 0,8…14.5 keV z niespotykan rozdzielczoci.

чены уникальные данные о вариациях ин­ Podczas trwania misji okrelono po raz pierwszy тегрального излучения Солнца в рентгенов­ zmiany jasnoci rentgenowskiej Soca w okre­ ском диапазоне в период аномально низкой sie wyjtkowo niskiej aktywnoci sonecznej, солнечной активности, а также данные a take wyznaczono widma promieniowania w о спектральном составе излучения. tym zakresie energii.

Предыдущие измерения рентгенов­ Dotychczasowe pomiary rentgenow­ ского излучения Солнца проводились с skiego promieniowania Soca byy wy­ помощью спектрометров, чувствитель­ konywane przy uyciu spektrometrw o ность которых была недостаточна для czuoci niewystarczajcej dla rejestro­ регистрации флуктуаций излучения в wania fluktuacji w okresie minimum ak­ период минимума солнечной актив­ tywnoci sonecznej. Saba rozdzielczo ности. Низкое энергетическое и вре­ energetyczna i czasowa tych przyrzdw менное разрешение этих приборов не uniemoliwiaa ledzenie szybkich zmian позволяло отслеживать быстрые изме­ w widmach rozbyskw sonecznych w tym нения в спектрах солнечных вспышек zakresie promieniowania, gdzie gromadzi в этой важной области спектра, где si wikszo gorcej plazmy koronalnej.

излучает наиболее горячая часть коро­ Tak wic, czuo przyrzdw poprzedniej нальной плазмы. Таким образом, чув­ generacji w okresie minimum aktywnoci ствительность предыдущего поколения Soca (lata 2006–2008) byaby niewy­ инструментов была недостаточной для starczajca do pomiaru waha poziomu измерений колебаний уровня эмиссии emisji. Z tego te powodu w Zakadzie Fi­ во время минимума солнечной актив­ zyki Soca Centrum Bada Kosmicznych ности (2006–2008). В Лаборатории фи­ Polskiej Akademii Nauk we Wrocawiu зики Солнца Центра космических ис­ opracowano nowy spektrofotometr SphinX следований Польской академии наук (Solar photometer IN X­rays) [Sylwester во Вроцлаве был разработан новый et al., 2006;

Gburek et al., 2011], w ktrym спектрофотометер СФИНКС (Solar zastosowano detektory nowszej generacji, Photometer IN X­rays — SPHINX) tzw. diody PIN, posiadajce dobr roz­ [Sylwester et al., 2006;

Gburek et al., 2011], dzielczo widmow (ok. 290…490 eV) i в котором использованы детекторы zapewniajce korzystny stosunek sygnau новейшего поколения, так называе­ rentgenowskiego do spodziewanego sy­ мые ПИН­диоды. ПИН­диоды име­ gnau ta orbitalnego (S/N 100). Przy­ ют хорощее спектральное разрешение rzd SphinX zosta wykonany w Polsce w (~290...490 эВ) и обеспечивают ком­ latach 2005–2008 i umieszczony w prze­ фортное отношение рентгеновского strzeni kosmicznej na satelicie „Koro­ сигнала к ожидаемому сигналу орби­ nas­Foton”, jako cz rosyjskiej aparatury Руководители проекта: С. Кузин;

Я. Сильвестер Kierownik projektu: S. Kuzin;

J. Sylwester тального фона (S/N 100). Прибор TESIS. W okresie swego funkcjonowania СФИНКС был разработан и изготов­ (od 20 lutego do 29 listopada 2009) spek­ лен в Польше в 2005–2008 годах и вы­ trofotometr SphinX przekaza na Ziemi веден в космическое пространство как okoo 20 Gbajtw danych, zawierajcych часть российской аппаратуры ТЕСИС natenia promieniowania i widma z zakre­ проекта КОРОНАС­Фотон. В пери­ su 0.8–14.5 keV dla okresw tzw. spokojne­ од работы прибора (с 20 февраля по go Soca i co najmniej 700 rozbyskw 29 ноября 2009 года) спектрофотоме­ [Gburek et al., 2011]. Wikszo tych zja­ тер СФИНКС передал на Землю около wisk stanowiy sabe zjawiska, dotychczas 20 Гбайт данных, содержавших интен­ nieobserwowalne ze wzgldu na nisk czu­ сивности излучения и спектры диапа­ o przyrzdw „poprzedniej generacji”.

зона 0,8...14,5 кэВ для периода «спо­ койного Солнца» и для ~700 вспышек [Gburek et al., 2011]. Большинство заре­ гистрированных явлений — слабые, до сих пор не наблюдаемые из­за низкой чувствительности приборов «предыду­ щей генерации».

При разработке прибора СФИНКС Opracowujc przyrzd SphinX zaoo­ предполагалось, что он должен обеспе­ no, e powinien on umoliwi osignicie чить выполнение следующих научных nastpujcych celw naukowych [Sylwester задач [Sylwester et al., 2008]: et al., 2008]:

• определение абсолютного уровня • okrelenie absolutnego poziomu mik­ мягкого рентгеновского излучения kiego promieniowania rentgenowskie­ Солнца в 256 каналах из диапазона go Soca w 256 kanaach z zakresu 0,8...14,5 кэВ;

0,8…14,5 keV;

• проведение анализа изменчивости • przeprowadzenie analizy zmiennoci общего рентгеновского излучения cakowitego promieniowania rentge­ Солнца в указанном диапазоне спек­ nowskiego Soca w skalach czasu od тра в масштабах времени от 0,1 до 0,1 do 1000 sekund;

1000 с;

• определение распределения так на­ • wyznaczenie rozkadw tzw. Rnicz­ зываемой дифференциальной меры kowej Miary Emisji (DEM) dla rnych эмиссии (DEM) для различных со­ stanw aktywnoci Soca — od bardzo стояний солнечной активности — от niskiego do najwyszego, zwizanego z очень низкой до самой высокой, свя­ wystpowaniem najsilniejszych rozby­ занной с возникновением сильных skw klasy X30;

солнечных вспышек класса Х30;

• исследование химического состава • badanie skadu chemicznego plazmy корональной плазмы и его измене­ koronalnej i jego zmian w rozbyskach;

ния во время вспышек;

• изучение спектрального профиля в • badanie profilu widmowego z energi условиях доминирования тепловых и w warunkach dominacji procesw ter­ нетепловых процессов;

micznych i nietermicznych;

• изучение флуктуаций узкополосной • badanie fluktuacji emisji wskopasmo­ эмиссии с применением новой кон­ wej przy zastosowaniu nowej koncepcji цепции проведения измерений, ко­ pomiarowej z wykorzystaniem efektw торая использует явление флуорес­ fluorescencji.

ценции.

3 СФИНКС SphinX Измерения мягкого рентгенов­ W spektrofotometrze SphinX pomiary ского излучения были проведены mikkiego promieniowania rentgenowskie­ cпектрофотометром СФИНКС с вре­ go Soca byy dokonywane z rozdziel­ менным разрешением от 1 с в случае czoci czasow od 1 sekundy w przypad­ спокойного Солнца до 0,01 с во время ku spokojnego Soca a do 0,01 sekundy вспышек. Применялись два способа: podczas rozbyskw. Prowadzono je na dwa sposoby:

• прямой метод — окошко детектора освещается непосредственно сол­ • metod bezporedni, poprzez owie­ нечным излучением;

tlanie okienka detektora wprost promie­ • так называемый метод Ф-Ф (фильтр- niowaniem sonecznym;

флуоресценция) — окошко детектора • tzw. metod FF (filtr-fluorescencja), освещается флуоресцентным излуче­ poprzez owietlanie okienka detektora нием, возбужденным в специально promieniowaniem fluorescencyjnym, подобранном сочетании материалов wzbudzanym w specjalnie dobranych (с различными атомными номера­ zestawach materiaw, wykorzystujc ми), обладающих резкими краями ostre naturalne uksztatowanie progw спектров поглощения и эмиссии absorpcji i emisji rentgenowskiej w ma­ рентгеновского излучения в нужном teriaach o zrnicowanej liczbie ato­ диапазоне длин волн. mowej.

Использованные в спектрофотоме­ Stosowane w spektrofotometrze SphinX тре детекторы типа ПИН­диод с филь­ detektory PIN, przesonite filtrami z трами из майлара, алюминия и берил­ mylaru, aluminium i berylu, pozwalay na zliczanie „od zera” do 5·104 fotonw/ лия позволяют считывать «с нуля» дo 5·104 фот/с. Чтобы охватить весь наблю­ sekund. Celem objcia caego zakresu даемый диапазон (при самых мощных pomiarowego, sigajcego przy najsilniej­ вспышках он превышает 107 фот/с), szych rozbyskach do ponad 107 fotonw/ прибор СФИНКС снабжен тремя де­ sekund, zastosowano trzy detektory D1, текторами — D1, D2 и D3,– у которых D2 i D3 z aperturami wejciowymi kolejno диаметры входных апертур последова­ malejcymi okoo pidziesiciokrotnie.

тельно снижались в пятьдесят раз. Диа­ Zakres pomiarowy poszczeglnych detek­ пазон измерений отдельных детекторов torw obrazuje rys. 1.

иллюстрирует рис. 1 (см. с. 35).

Детекторы D1, D2 и D3 работали в Detektory D1, D2 i D3 pracoway w трех режимах: trzech trybach:

• основный (Basic — B): 256 спектраль­ основный (Basic — B): 256 спектраль- • podstawowym (Basic — B): 256 ных каналов (бинов) в каждом детек­ spektralnych binw byo w kadym торе разделялись на четыре канала detektorze rozdzielane na 4 kanay измерения: pomiarowe:

– теплового шума (Thermal Noise — – szumu termicznego (Thermal N);

Noise — N);

– низкоэнергетический – pasma niskoenergetycznego (L: 0,8…9 кэВ, наличие спектраль­ (L: 0.8...9 keV, obecno linii wid­ ных линий);

mowych);

– высокоэнергетический (H: – pasma wysokoenergetycznego (H:

9…14,5 кэВ, наличие континуума);

9…14.5 keV, obecno kontinuum);

– фоновых частиц (последний – ta czstek wysokoenergetycznych 255­й бин);

(ostatni 255 bin);

Руководители проекта: С. Кузин;

Я. Сильвестер Kierownik projektu: S. Kuzin;

J. Sylwester Рис. 1. Пределы измерений детек­ торов D1, D2 и D3 в различных ус­ ловиях солнечной активности: от низкой до самой высокой — вспы­ шечной Rys. 1. Pokrycie przez detektory D1, D2 i D3 dynamicznego przedziau po­ miarowego w zakresie od niskiej do naj­ silniejszej aktywnoci rozbyskowej • спектральный (Spectral — S): весь • widmowym (Spectral — S): widma s спектр разделен на 256 спектральных rozdzielone na 256 kanaw widmo­ каналов, в каждом из которых соби­ wych, z ktrych pobierana jest informa­ рается информация;

cja;

• временной (Time stamping — Т): с • czasowym (Time stamping — T): kiedy точностью 0,5 мкс передается время z dokadnoci 0.5 s odnotowywany обнаружения детектором отдельно­ jest czas wykrycia przez detektor poje­ го явления (фотон либо заряженная dynczego zjawiska (fotonu lub naado­ частица) и амплитуда измеренного wanej czstki) oraz amplituda wywo­ сигнала;

этот режим активируется anego sygnau. Ten tryb jest wczany только тогда, когда число отсчетов в jedynie w przypadku, gdy ilo zlicze секунду меньше, чем 1000. na sekund jest mniejsza ni 1000.

В конструкции прибора СФИНКС W konstrukcji przyrzdu SphinX prze­ предусмотрена возможность калибров­ widziano moliwo kalibracji detektorw ки детекторов D1, D2 и D3 сцинтил­ D1, D2 i D3 promieniowaniem scyntyla­ ляционным излучением, возбужден­ cyjnym, wzbudzonym na filtrach z alumi­ ным в фильтрах из алюминия, титана nium, tytanu i miedzi, ktre owietla detek­ и меди, которое освещает детекторы, tory w sytuacji, kiedy specjalna przysona когда специальная заслонка блокирует blokuje bezporednie owietlenie. Rys. прямой солнечный свет. На рис. 2 (см. przedstawia schemat ukadu pomiarowego с. 36) указана схема измерительной си­ detektorw D1, D2 i D3 (z lewej) i ukadu стемы детекторов D1, D2 и D3 (слева) и kalibracji (z prawej).

система калибровки (справа).

Четвертый детектор D4 предназна­ Czwarty detektor D4 jest przeznaczony чен для выполнения измерений по ори­ do realizacji pomiarw nowatorsk me­ гинальной методике Ф­Ф. Идея метода tod FF. Idea metody jest przedstawiona показана на рис. 3 (см. с. 37). Рентге­ na rys. 3. Rentgenowskie promieniowanie новское излучение Солнца, проходя че­ Soca, przechodzc przez cienki filtr, рез тонкий фильтр, освещает мишень, owietla tarcz, wzbudzajc w niej wtr­ на которой возбуждает вторичное ne promieniowanie fluorescencyjne. Prg флуоресцентное излучение. Порог по­ absorpcji materiau filtra obcina widmo глощения материала фильтра отсекает soneczne od strony krtkofalowej, a pro­ солнечный спектр с коротковолновой ces wzbudzania fluorescencji od strony стороны, а процесс возбуждения флуо­ fal duszych. Wykonujc filtr i tarcz z 3 СФИНКС SphinX Рис. 2. Схема функционирования детекторов D1, D2 и D3 в режиме «снимания спектров»

(слева) и калибровки (справа). Подвижная заслонка (moving shutter) имеет два положения, при которых излучение Солнца попадает либо непосредственно на детекторы, либо на флу­ оресцентные фильтры Rys. 2. Schemat ukadu pomiarowego detektorw D1, D2 i D3 w stanie „zdejmowania widm” (z le­ wej) i kalibracji (z prawej). Ruchoma przysona (moving shutter) przepuszcza bezporednie pro­ mieniowanie na detektory lub odcina je, powodujc owietlenie filtrw fluorescencyjnych w trakcie kalibracji ресценции отсекает с длинноволновой dwch rnych pierwiastkw, nieznacznie стороны. Фильтр и мишень изготов­ rnicych si liczb atomow (wiksz лены из двух различных материалов с liczb atomow musi mie materia filtru), близкими атомными номерами (атом­ uzyskuje si ukad o wskim oknie widmo­ ное число материала фильтра должно wym. Zestaw trzech rnych ukadw, jaki быть больше), что позволяет получить zastosowano w przyrzdzie SphinX (na rys.

систему с узким спектральным окном. 3 z prawej), mia by wykorzystany do wie­ Набор трех различных систем, реализо­ lobarwnej fotometrii rentgenowskiej. Nie­ ванных в приборе СФИНКС (на рис. 3 stety, niski poziom promieniowania Soca справа), должен был использовать­ w okresie funkcjonowania spektrofotome­ Руководители проекта: С. Кузин;

Я. Сильвестер Kierownik projektu: S. Kuzin;

J. Sylwester Рис. 3. Слева — пример «вырезания» узкой части солнечного спектра (верхний график) с шириной 0,33 (нижний график). Излучение, после прохождения через тонкий фильтр из железа, вызывает флуоресценцию в мишени из хрома (центральные графики). Справа — схема трех систем Ф­Ф (фильтр­флуоресценция), использованных в спектрофотометре СФИНКС Rys. 3. Z lewej — przykad koncepcji „wycicia” wskiej czci widma sonecznego (grny wykres) o szerokoci 0.33 (dolny wykres) poprzez uycie cienkiego filtru wykonanego z elaza, po przejciu ktrego promieniowanie wzbudza fluorescencj na chromowej tarczy (wykresy rodkowe). Z pra­ wej — schemat konstrukcyjny trzech ukadw F­F (filtr­fluorescencja), zastosowanych w spektro­ fotometrze SphinX ся для многоцветной рентгеновской tru SphinX nie by wystarczajcy do uzy­ фотометрии. К сожалению, низкий skania znaczcych wartoci sygnaw w tej уровень солнечной радиации во время czci przyrzdu.

работы спектрофотометра СФИНКС оказался недостаточным для получения даже небольшого сигнала с этой части прибора.

Компоновочная схема спектрофо­ Spektrofotometr SphinX, ktrego sche­ тометра СФИНКС приведена на рис. 4 mat montaowy pokazano na rys. 4. (w (см. с. 38) (в правом верхнем углу фото­ prawym grnym rogu umieszczono zdjcie графия летного экземпляра). Прибор egzemplarza lotnego), to niewielka skrzy­ представляет собой коробочку с разме­ neczka o wymiarach 17017070 mm i рами 17017070 мм и общей массой cakowitej masie 3,7 kg.

3,7 кг.

3 СФИНКС SphinX Рис. 4. Монтажная схема спектрофотометра СФИНКС (без боковых стенок). В правом верхнем углу рисунка показана фотография собранного прибора Rys. 4. Schemat montaowy spektrofotometru SphinX (bez cian bocznych). W prawym grnym rogu rysunku przedstawiona jest fotografia zmontowanego przyrzdu Система охлаждения для уменьше­ Oprcz opisanych powyej zespow ния шумов детекторов была реализо­ przyrzdu niezwykle istotnymi elementami вана на элементах Пельтье. Избыточ­ by system chodzenia detektorw w celu ное тепло отводилось теплопроводом zmniejszenia ich szumw, realizowany za к внешнему радиатору спутника, на­ pomoc ukadw Peltiera. Nadmiar ciepa ходящемуся в условиях низких темпе­ odprowadzany by przewodem cieplnym ратур. Рабочая температура детекторов do zewntrznego radiatora satelity pozo­ поддерживалась на уровне –30 °С. Вну­ stajcego w niskiej temperaturze. Robocza тренняя часть прибора заполнялась temperatura detektorw bya utrzymywana электронными платами, в том числе na poziomie –30 °C. Spor cz wntrza усилителями сигналов от датчиков, а przyrzdu wypeniay ukady elektro­ также платами питания и компьютера. niczne, w tym wzmacniacze sygnaw z Программы компьютера были написа­ detektorw oraz pyty zasilania i kompu­ ны на языках С++ и Ассемблер. Ком­ tera. Komputer oprogramowany by w j­ пьютер обеспечивал связь прибора с zykach C++ i assemblerze. Zapewnia on внешними системами спутника (прием czno przyrzdu z zewntrznymi sys­ команд, передача измеряемых данных), temami satelity (przyjmowanie polece, Руководители проекта: С. Кузин;

Я. Сильвестер Kierownik projektu: S. Kuzin;

J. Sylwester а также управлял работой внутрен­ przekazywanie danych pomiarowych), a них систем прибора (переключение take sterowa prac wewntrznych uka­ диапазона измерений, установка под­ dw (przeczanie zakresw pomiarowych, вижной крышки, сбор, сжатие и пере­ ustawianie ruchomej przysony, zbieranie, дача измеряемых данных на бортовую kompresowanie i przekazywanie danych телеметрию). Специальная программа pomiarowych na telemetri pokadow).

бортового компьютера позволяла непо­ Specjalny, rozbudowany algorytm kom­ средственно анализировать результаты putera umoliwia analizowanie danych измерения и немедленно реагировать pomiarowych i natychmiastowe okrelanie на внешнее условия, определяя тем са­ „na miejscu” stanu owietlenia przyrzdu, мым: класс и фазу вспышки, прохож­ wyznaczajc klas i faz rozbysku, sytu­ дение спутника через радиационные acj przejcia przez pasy radiacji lub przez пояса или тень Земли. Результаты этого cie Ziemi. Wyniki takiej analizy suyy анализа использовались для автоном­ do autonomicznej zmiany trybu pomiaro­ ных изменений режимов измерений, а wego, a take byy przekazywane w formie также передавались в виде флагов для flag do wykorzystania przez inne przyrzdy использования в других приборах спут­ satelity „Koronas­Foton”.

ника «Коронас­Фотон».

На борту космического аппарата Spektrofotometr SphinX, cho by skon­ спектрофотометр СФИНКС был разме­ struowany jako samodzielny instrument, щен внутри большого прибора ТЕСИС, zosta umieszczony w wolnej przestrzeni входящего в состав научной аппа­ duego przyrzdu TESIS, wchodzcego w ратуры спутника «Коронас­Фотон». skad aparatury naukowej satelity „Koro­ Функционирование спектрофотоме­ nas­Foton”. Konsekwencj tego byo ser­ тра СФИНКС также осуществлялось wisowanie spektrofotometru SphinX przez через некоторые служебные системы niektre systemy pomocnicze aparatury прибора ТЕСИС, обеспечивающие, в TESIS, zapewniajce midzy innymi zasi­ частности, питание (до 10 Вт), передачу lanie (do 10 W), przesyanie danych na te­ данных на бортовую систему сбора на­ lemetri (~50 MB/24h) oraz porednicz­ учной информации (~50 Мбайт/сутки), ce w przekazywaniu rozkazw sterujcych а также передачу команд управления и i nowego oprogramowania do komputera.

загрузку в компьютер новых программ. cise poczenie dwch przyrzdw wy­ Интеграция прибора СФИНКС в при­ magao szerokiego wspdziaania grup бор ТЕСИС требовала тесного взаимо­ konstrukcyjnych i wykonawcw obu przy­ действия проектных групп в процессе rzdw, przyczyniajc si do pogbienia изготовления и отработки аппаратуры, wieloletniej wsppracy Zakadu Fizy­ что, безусловно, способствовало укре­ ki Soca Centrum Bada Kosmicznych плению долгосрочного сотрудничества PAN z Zakadem Astronomii Rentgenow­ Лаборатории физики Солнца Центра skiej Soca Instytutu Fizyki im. P. N. Le­ космических исследований ПАН с Ла­ biediewa RAN (FIAN).

бораторией рентгеновской астрономии Солнца Физического института им.

П. Н. Лебедева РАН (ФИАН).

В целях повышения точности изме­ W celu zwikszenia dokadnoci uzy­ рений, а также привязки их к абсолют­ skiwanych pomiarw oraz zwizania ich z ной системе отсчета, прибор СФИНКС absolutnym systemem odniesienia, przy­ был откалиброван на рентгеновской rzd SphinX zosta poddany precyzyjnej установке в лаборатории ХАСТ Палер­ kalibracji: na stanowisku rentgenowskim мо [Collura et al., 2008], а также прошел laboratorium XACT w Palermo [Collura процедуру абсолютной калибровки с et al., 2008] oraz z wykorzystaniem wizki 3 СФИНКС SphinX использованием пучка синхротрона synchrotronu BESSY w Berlinie. Przykad BESSY в Берлине. Пример результа­ wynikw kalibracji synchrotronowej po­ тов синхротронной калибровки при­ kazuje rys. 5. Niestety, na skutek wyszej веден на рис. 5. К сожалению, в связи temperatury elektroniki przyrzdu SphinX с тем, что температура электроники podczas pracy w Kosmosie od tej panujcej прибора СФИНКС во время его рабо­ podczas prowadzenia naziemnej kalibracji, ты в космическом пространстве была w detektorach pojawiay si dodatkowe, выше, чем её температура при назем­ niepodane sygnay nakadajce si na ной калибровке, в детекторах появ­ sygnay zwizane z efektami fizycznymi лялись дополнительные (нежелатель­ (absorpcja fotonw X w detektorach, re­ ные) сигналы, накладывaющиеся на jestracja sygnaw od czstek otoczenia сигналы, связанные с физическими promienistego satelity). Usuwanie tych эффектами (поглощение фотонов Х в „efektw temperaturowych” jest mudne детекторах, заряженные частицы сре­ i nie udao si go jeszcze zautomatyzowa.

ды, окружающей спутник). Удаление Mimo to ju obecnie kompletowany jest ze­ этих «температурных эффектов» — до­ staw „oczyszczonych” danych, ktre jako статочно трудоёмкое занятие и пока dane tzw. Level_1 s wystawione w postaci его не удалось автоматизировать. Тем katalogu na stronach WWW wrocawskiej не менее уже подготовлена значи­ placwki pod adresem: http://156.17.94.1/ тельная часть «очищенных» данных, sphinx_l1_catalogue/SphinX_cat_main.

которые в форме каталога под назва­ html.

нием «Level_1» находятся на интернет­ стрaницах вроцлавской лаборатории:

http://156.17.94.1/sphinx_l1_catalogue/ SphinX_cat_main.html.

Рис. 5. Спектр синхротроннoго излучения BESSY (красная линия) и пример его записи детектором D2 спектрофотометра СФИНКС (черная линия). В районе максимальной чув­ ствительности детектора абсолютная точность измерений не хуже 5 % Rys. 5. Widmo promieniowania z synchrotronu BESSY (linia czerwona) i odpowied zarejestrowana za pomoc detektora D2 spektrofotometru SphinX (linia czarna). W zakresie najwikszej czuoci detektora dokadno absolutna pomiarw jest lepsza ni 5 % Руководители проекта: С. Кузин;

Я. Сильвестер Kierownik projektu: S. Kuzin;

J. Sylwester Пример страницы каталога пред­ Przykad strony katalogu przedstawia ставлен на рис. 6 (см. с. 42). На рисун­ rys. 6. Wida na nim wyranie, e czuo ке видно, что чувствительность детек­ detektorw spektrofotometru SphinX jest торов спектрофотометра СФИНКС wysoka, umoliwiajca po raz pierwszy позволила впервые зарегистрировать rejestrowanie bardzo sabych rozbyskw, излучение очень слабых солнечных dla ktrych trzeba byo poszerzy „w d” вспышек, для которых даже оказалось istniejcy zakres klasyfikacji GOES o kla­ необходимым расширить «вниз» суще­ sy Q i S.

ствующую классификацию вспышек GOES (классы Q и S).

Высокая чувствительность прибо­ Wysoka czuo przyrzdu SphinX po­ ра СФИНКС сделала возможным от­ zwala ledzi wiele szczegw w widmie z слеживание многих деталей в спектрах zakresu mikkiego promieniowania rentge­ излучения мягкого рентгеновского ди­ nowskiego nawet w okresie braku widomej апазона даже во время отсутствия ви­ aktywnoci sonecznej (plamy, obszary ak­ димой солнечной активности (пятна, tywne). Przykad widma otrzymanego po активные области). Пример спектра, raz pierwszy w takiej sytuacji przedstawia полученного впервые в такой ситуа­ rys. 7. Widoczne s grupy linii odpowiada­ ции, показан на рис. 7 (см. с. 43). На jce przejciom w jonach magnezu, siarki, нем видны группы линий, соответству­ argonu i wapnia.

ющие переходам в ионах магния, серы, аргона и кальция.

На основании данных спектрофо­ Wykorzystujc dane pomiarowe ze spek­ тометра СФИНКС проанализированы trofotometru SphinX analizowano widma спектры, полученные во время глубо­ obserwowane w okresie gbokiego mini­ кого минимума солнечной активности mum aktywnoci sonecznej (2–14 lip­ (2–14 июля 2009 года), когда на Солнце ca 2009 r.), kiedy na Socu wystpowa существовала изолированная актив­ izolowany obszar aktywny Ar 11024 [Syl ная область Аr 11024 [Sylwester, 2011]. wester, 2011]. Badano zmienno z czasem Исследовано изменение во времени gwnych parametrw fizycznych cha­ основных физических параметров, ха­ rakteryzujcych plazm tego obszaru, ta­ рактеризующих плазму этой области, kich jak temperatura, miara emisji i miara таких как температура, мера эмиссии termodynamiczna. Dla okresu do 8 lipca и термодинамическая мера. Для опре­ wykorzystano pomocniczo obrazy XRT z деления объема излучающей плазмы satelity HINODE celem okrelenia obj­ за период до 8 июля были использова­ toci emitujcej plazmy. cznie dane te ны изображения Солнца, полученные umoliwiy zbadanie zmian z czasem g­ прибором ХРТ спутника HINODE. Со­ stoci elektronowej plazmy w pierwszej fa­ вокупность этих данных позволила из­ zie ewolucji obszaru aktywnego. Uzyskana учить изменения во времени электрон­ rednia warto gstoci w tym czasie wy­ nosia ~2·109 cm–3.

ной плотности плазмы на первом этапе эволюции активной области. Среднее значение плотности в это время состав­ лило ~2·109 см–3.

Детекторы прибора СФИНКС реа­ Detektory przyrzdu SphinX reagoway гировали также на высокоэнергетиче­ rwnie na wysokoenergetyczne czstki, ские частицы, регистрируя их в специ­ rejestrujc je w specjalnie do tego wydzie­ ально выделенных каналах. Временной lonych kanaach. Przebieg rejestracji tych ход регистрации этих частиц показан czstek pokazany jest na rys. 6 szarym ko­ на рис. 6 серым цветом (ниже красной lorem pod czerwon lini zapisu zlicze 3 СФИНКС SphinX Руководители проекта: С. Кузин;

Я. Сильвестер Kierownik projektu: S. Kuzin;

J. Sylwester Рис. 6. Пример веб­сайта каталога с данными, полученными прибором СФИНКС 6 июля 2009 года. В нижней части рисунка черная линия показывает временной ход потока в диа­ пазоне 1…8, наблюдаемого спектрофотометром СФИНКС, а синяя линия — детектора­ ми рентгеновского фотометра GOES в то же время. Очевидна более высокая (примерно, в 100 раз) чувствительность детекторов спектрофотометра СФИНКС, регистрирующих вспышки слабее класса А. Это привело авторов эксперимента СФИНКС к необходимости расширения масштаба GOES, добавляя классы S и Q, включающие самые слабые вспышки, происходящие на Солнце. График в сером цвете (третий снизу) — это запись регистрации детекторами прибора СФИНКС заряженных частиц, в основном, во время прохождения спутника через радиационные пояса и область «Южно­Атлантической аномалии»

Rys. 6. Przykad strony internetowej katalogu z danymi przyrzdu SpinX na dzie 6 lipca 2009 roku.

Na dole strony czarna linia przedstawia przebieg strumia z zakresu 1…8 zarejestrowany przez przy­ rzd Sphinx, za niebieska linia pokazuje dla porwnania dane pomiarowe otrzymane za pomoc detektorw fotometru rentgenowskiego GOES dla tego samego czasu. Wyranie wida wiksz (ok.

100 razy) czuo detektorw spektrofotometru SphinX, rejestrujacych rozbyski sabsze ni klasy A. Skonio to autorw eksperymentu SphinX do poszerzenia skali GOES o klasy S i Q, obejmujce najsabsze rozbyski wystpujce na Socu. Zapis w kolorze szarym (trzeci od dou) pokazuje reje­ stracj przez detektory przyrzdu SphinX czstek energetycznych, gwnie w czasie przejcia satelity przez pasy radiacji i obszar tzw. Anomali Poudniowo­atlantyckiej линии). Сравнивая эти записи с по­ detektora D1. Porwnujc te zapisy z prze­ ложением на орбите, представленным biegiem orbity, przedstawionym na wyej выше на карте, можно ясно заметить pooonej mapce, wyranie wida wzmo­ увеличенную скорость регистрации ча­ one tempo rejestracji czstek przy przej­ стиц при прохождении спутника через ciu przez biegunowe pasy radiacji i obszar полярные радиационные пояса и об­ tzw. «Anomalii Poudniowo­atlantyckiej»

ласть так называемой «Южно­Атлан­ (SAA). Obserwacje przyrzdu SphinX тической аномалии» (SAA). Наблюде­ wykazuj dobr korelacj z pomiarami, ния, сделанные спектрофотометром prowadzonymi przez przyrzd STEP­F, СФИНКС, показывают хорошую кор­ skonstruowany na Ukrainie, rwnie funk­ реляцию с измерениями украинского cjonujcy na pokadzie satelity „Koro­ прибора СТЭП­Ф, также работавшего nas­Foton”. Wsplne pomiary stwarzaj Рис. 7. Усредненный спектр рентгеновско­ го излучения Солнца из диапазона 1…8, зарегистрированного детекторами спектро­ фотометра СФИНКС в периоды отсутствия проявлений активности Солнца. На диа­ граммах четко выделяются группы линий магния, серы, аргона и кальция Rys. 7. Urednione widmo rentgenowskiego promieniowania Soca z zakresu 1…8, za­ rejestrowane przez detektory spektrofotometru SphinX w okresach braku widomych przejaww aktywnoci Soca. Na wykresach wyranie wy­ rniaj si grupy linii magnezu, siarki, argonu i wapnia 3 СФИНКС SphinX на борту спутника «Коронас­Фотон». due szanse na prowadzenie cznej inter­ Общие измерения создают хорошую pretacji przez twrcw obu przyrzdw.

предпосылку для совместной работы авторов обоих экспериментов по ин­ терпретации полученных данных.

Успех эксперимента со спектрофо­ Pomylny przebieg eksperymentu ze тометром СФИНКС стал возможным spektrofotometrem SphinX by moliwy благодаря тесному сотрудничеству dziki cisej wsppracy polskich wy­ польских исполнителей с учеными и konawcw z uczonymi i konstruktorami конструкторами российских научных rosyjskich placwek naukowych FIAN i учреждений МИФИ и ФИАН. Работа MEPhI. Prace byy dofinansowane przez финансировалась польским Министер­ Polskie Ministerstwo Nauki i Szkolnictwa ством науки и высшего образования Wyszego w ramach grantw 4T12E в рамках грантов 4T12E04529 и N203 i N N203 381736.

381736.

ЛИТЕРАТУРА BIBLIOGRAFIA Collura A., Barbera M., Varisco S., Calderone G., Reale F., Gburek S., Kowalinski M., Sylwester J., Siarkowski M., Bakala J., Podgorski P., Trzebinski W., Plocieniak S., Kordylewski Z. (2008) Calibration of the SphinX experiment at the XACT facility in Palermo // Proc. SPIE. 2008.

V. 7011. P. 70112. Doi: 10.1117/12.789277.

Gburek S., Siarkowski M., Kpa A., Sylwester J., Kowaliski M., Bkaa J., Podgrski P., Kordylwes ki Z., Pocieniak S., Sylwester B., Trzebiski W., Kuzin S. (2011a) Soft X­Ray Variability Over the Present Minimum of Solar Activity as Observed by SPHINX // Solar System Research.

2011. V. 4. N. 2. P. 182–187.

Gburek S., Sylwester J., Kowalinski M., Bkaa J., Kordylewski Z., Podgorski P., Pocieniak S., Siar kowski M., Sylwester B., Trzebinski W., Kuzin S. V., Pertsov A. A., Kotov Yu. D., Farnik F., Re ale F., Phillips K. J. H. (2011b) SPHINX Soft X­Ray Spectrophotometer: Science Objectives, Design and Performance // Solar System Research. 2011. V. 30. P. 544–567.

Sylwester J., Kowalinski M., Kuzin S., Kotov Yu. D. (2006) SphinX: A Solar Fast Soft X­Ray Spectro­ photometer // Proc. IAU Symp. 2006. N. 233.

Sylwester J., Kuzin S., Kotov Yu. D., Farnik F., Reale F. (2008) SphinX: A Fast Solar Photometer in X­rays // J. Astrophysics and Astronomy. 2008. V. 29. P. 339–343.

Sylwester B., Sylwester J., Siarkowski M., Engell A. J., Kuzin S. V. (2011) Physical Characteristics of AR 11024 Plasma Based on SPHINX and XRT Data // Central European Astrophysical Bulletin (CEAB) 2011. N. 34. P. 343.

The unique solar spectrophotometer SphinX, operating in the soft X­ray range, have been launched and operated in 2009 aboard the Coronas­Photon space mission. The spectra have been recorded in the energy range 0.8…14.5 keV with unprecedented resolution. Based on the data obtained, the solar X­ray luminosity and the spectra have been determined, for the first time during a period of prolonged minimum of the activity.

4 НЕЙТРАЛ NEUTRA Руководитель проекта Kierownik projektu с российской стороны: ze strony Rosji:

В. ИЗМОДЕНОВ V. IZMODENOV Руководитель проекта Kierownik projektu с польской стороны: ze strony Polski:

М. БЗОВСКИ M. BZOWSKI Российско­польский проект НЕЙТРАЛ по­ Rosyjsko­polski projekt NEUTRA powico­ священ исследованию свойств границы ге­ ny jest badaniu waciwoci granicy heliosfery лиосферы, посредством анализа простран­ metodami analizy przestrzennych i energetycz­ ственных и энергетических распределений nych rozkadw atomw midzygwiazdowych межзвездных атомов внутри гелиосферы. we wntrzu heliosfery. Podstawowym zadaniem Основной задачей проекта является ана­ projektu jest analiza i interpretacja danych eks­ лиз и интерпретация экспериментальных perymentalnych uzyskanych z misji kosmicz­ данных, полученных на космических аппа­ nych Interstellar Boundary Explorer (IBEX), ратах Interstellar Boundary Explorer (IBEX), „Ulysses”, „Soho” i innych na podstawie mo­ Ulysses, Soho и др., на основе теоретических deli teoretycznych opracowywanych przez ro­ моделей, разрабатываемых российскими и syjskich i polskich wykonawcw projektu.

польскими участниками проекта.

Natura i pooenie granicy heliosfery Природа и положение границы ге­ oraz struktura i waciwoci wewntrznego лиосферы, а также структура и свойства obszaru heliosfery okrelone s przez od­ внешней области гелиосферы опреде­ dziaywanie wiatru sonecznego z materi ляются взаимодействием солнечно­ midzygwiazdow w otoczeniu Soca — го ветра с межзвездным окружением Lokalnym Obokiem Midzygwiazdowym Солнца — Локальным межзвездным (LIC). Obecnie nie ma ju wtpliwoci, e облаком (ЛМО). В настоящее время LIC jest czciowo zjonizowanym obo­ нет сомнений, что ЛМО является ча­ kiem midzygwiazdowym, ktrego skado­ стично­ионизованным облаком, заря­ wa zjonizowana oddziauje z plazm wiatru женная компонента которого взаимо­ sonecznego. Powstaje przy tym struktura, действует с плазмой солнечного ветра.

ktr przyjo si nazywa w skrcie in Образуемая при этом взаимодействии terfejsem heliosferycznym (niekiedy termin газодинамическая структура, которую „interfejs heliosferyczny zastpowany jest принято для краткости называть гелио przez okrelenie „obszar oddziaywania сферным интерфейсом (иногда термин wiatru sonecznego z lokalnym orodkiem гелиосферный интерфейс заменяют midzygwiazdowym” lub „heliosferyczn оборотом «область взаимодействия warstw graniczn”), i ktra przedstawiona солнечного ветра с локальной межз­ jakociowo na rys. 1.

вездной средой» или называют гелио сферным ударным слоем), показана ка­ чественно на рис. 1 (см. с. 46).

Do najwaniejszych rde informa­ К основным источникам инфор­ cji o strukturze interfejsu heliosferyczne­ мации о структуре гелиосферного ин­ go mona zaliczy nastpujce pomiary терфейса можно отнести следующие realizowane w ramach eksperymentw эксперименты на космических аппара­ kosmicznych: 1) pomiary strumieni ener­ тах: 1) измерения потоков энергичных getycznych atomw neutralnych wodoru, (0,01…6 кэВ), нейтральных атомов во­ helu i tlenu w zakresie 0,01…6 keV na or­ дорода, гелия, кислорода на орбите Зем­ bicie Ziemi w ramach projektu Interstellar ли космическим аппаратом Interstellar Boundary Explorer (IBEX), 2) bezpo­ Boundary Explorer (IBEX);

2) прямые rednie pomiary jonw pochwyconych w измерения межзвездных захваченных 4 Нейтрал Neutra Рис. 1. Схематическое изображение гелиосферного ударного слоя (гелиосферного интер­ фейса) — области взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой. Ге­ лиопауза — контактная поверхность, отделяющая плазму солнечного ветра от межзвездной плазмы. На гелиосферной ударной волне поток сверхзвукового солнечного ветра тормозит­ ся, нагревается и становится за ней дозвуковым. На внешней ударной волне до дозвуковых скоростей тормозится поток межзвездной среды. Область гелиосферного интерфейса может быть разделена на четыре подобласти с существенно различными свойствами плазмы в них:

1 — сверхзвуковой солнечной ветер;

2 — область дозвукового солнечного ветра между гелио­ паузой и гелиосферной ударной волной (эту область часто называют внутренним гелиоши­ сом);

3 — область возмущенной межзвездной плазмы между гелиопаузой и внешней ударной волной (эту область часто называют внешним гелиошисом);

4 — область невозмущенного солнечного ветра. Из­за больших длин свободного пробега межзвездные атомы проникают сквозь область гелиосферного ударного слоя внутрь гелиосферы Rys. 1. Schematyczne przedstawienie heliosferycznej warstwy uderzeniowej (interfejsu heliosferycz­ nego) — obszaru oddziaywania wiatru sonecznego z lokalnym orodkiem midzygwiazdowym.

Heliopauza jest powierzchni niecigoci tangencjalnej, rozdzielajc plazm wiatru sonecznego i plazm midzygwiazdow. Na kocowej fali uderzeniowej naddwikowy wiatr soneczny zwal­ nia do prdkoci poddwikowej, ogrzewa si i spra. Na czoowej fali uderzeniowej heliosfery do prdkoci poddwikowych zwalnia strumie plazmy midzygwiazdowej. Obszar interfejsu heliosfe­ rycznego mona podzieli na cztery podobszary, w ktrych plazma ma swoiste waciwoci: 1 — ob­ szar naddwikowego wiatru sonecznego;

2 — obszar poddwikowego wiatru sonecznego midzy heliopauz a kocow fal uderzeniow wiatru sonecznego (nazywany te wewntrznym otokiem heliosfery);

3 — obszar spronej plazmy midzygwiazdowej midzy heliopauz a czoow fal ude­ rzeniow heliosfery (czsto nazywany zewntrznym otokiem heliosfery);

4 — obszar niezakconego wiatru midzygwiazdowego. Ze wzgldu na bardzo dugie drogi swobodne w porwnaniu z rozmia­ rem heliosfery atomy midzygwiazdowe przenikaj przez warstw graniczn heliosfery do jej wntrza.

Руководители проекта: В. Измоденов;

М. Бзовски Kierownik projektu: V. Izmodenov;

M. Bzowski ионов, которые образуются из межз­ wietrze sonecznym, powstajcych wsku­ вездных атомов вследствие процессов tek jonizacji atomw gazu midzygwiazdo­ перезарядки, ионизации электронным wego napywajcych do wntrza heliosfery ударом и фотоионизации и измеряют­ (wymiana adunku z czstkami wiatru so­ ся на космических аппаратах Ulysses и necznego, fotojonizacja przez soneczne Ace (прибор SWICS);

3) измерения рас­ );

promieniowanie EUV oraz jonizacja przez сеянного солнечного Ly­излучения на zderzenia z elektronami wiatru soneczne­ космических аппаратах Soho и Hubble go), wykonane przez sondy Ulysses i Ace Space Telescope (HST) на 1 а. е., а также (przyrzd SWICS);

3) pomiary rozpro­ на космических аппаратах Voyager­1 и szonego promieniowania Soca w linii ­2 и Pioneer­10 во внешней гелиосфере;

Lyman­alfa przez satelit „Soho” i „Tele­ 4) измерения аномальной компонен­ skop Kosmiczny Hubble’a” w odlegoci ты космических лучей (АКЛ), кото­ ok. 1 AU od Soca oraz w zewntrznej рая образуется из захваченных ионов, heliosferze przez sondy kosmiczne „Voy­ ускоренных до высоких энергий. АКЛ ager­1 i ­2” oraz „Pioneer­10”;

4) pomia­ измеряются на космических аппаратах ry anomalnej skadowej promieniowania Voyager, Pioneer, Ulysses, Ace, Samplex и kosmicznego (ACR), ktra najprawdopo­ Wind;

5) прямые измерения параметров dobniej powstaje z jonw pochwyconych солнечного ветра (в частности его ско­ w wietrze sonecznym przyspieszonych рости) на больших гелиоцентрических do wysokich energii;

pomiary tych czstek расстояниях на космическом аппарате pochodz z sond kosmicznych „Voyager”, Voyager­2. „Pioneer”, „Ulysses”, „Ace”, „Sampex” i „Wind”;

5) bezporednie pomiary parame­ trw wiatru sonecznego (w szczeglnoci jego prdkoci) na duych odlegociach heliocentrycznych z sondy kosmicznej „Voyager­2”.

Для того чтобы на основе измерений Aby na podstawie pomiarw wykona­ с одной или нескольких астрономи­ nych w rnych odlegociach od Soca ческих единиц определить структуру okreli struktur heliosferycznej warstwy гелиосферного интерфейса, а также из­ granicznej oraz zbada zachodzce w nim учить происходящие в нем физические procesy fizyczne konieczne jest zbudowa­ процессы, необходимо построить его nie modelu teoretycznego interfejsu helios­ теоретическую модель. ferycznego.

Наибольшее содержание в локаль­ Najobfitszym pierwiastkiem w lokalnym ной межзвездной среде имеют атомы orodku midzygwiazdowym jest wodr.

водорода. Эти атомы проникают глубо­ Atomy wodoru przenikaj gboko do he­ ко в гелиосферу и эффективно взаимо­ liosfery i efektywnie oddziauj zarwno действуют с протонами как солнечного z protonami wiatru sonecznego, jak i z ветра, так и межзвездной среды. Оцен­ protonami orodka midzygwiazdowego.

ки показывают, что длины свободного Oceny wskazuj, e dugo swobodna na пробега атомов водорода сравнимы с zderzenia atomw wodoru porwnywalna характерным размером гелиосферно­ jest z rozmiarami interfejsu heliosferyczne­ го интерфейса, поэтому для описания go i w zwizku z tym do opisania rozkadu распределения атомов водорода во всей wodoru w caym obszarze oddziaywania области взаимодействия солнечного wiatru sonecznego z orodkiem midzy­ ветра с межзвездной средой необходи­ gwiazdowym niezbdne jest zastosowanie мо использовать кинетический подход. podejcia kinetycznego.

Самосогласованная кинетико­газо­ Samouzgodniony kinetyczno­gazo­ динамическая модель гелиосферного dynamiczny model interfejsu heliosfe­ 4 Нейтрал Neutra интерфейса была предложена в рабо­ rycznego przedstawiony zosta w artykule те [Baranov, Malama, 1993]. В данной [Baranov, Malama, 1993]. W modelu tym модели газодинамические уравнения gazodynamiczne rwnania Eulera dla pla­ Эйлера для плазмы решаются самосо­ zmy rozwizywane s w samouzgodniony гласованно с кинетическим уравнени­ sposb wraz z rwnaniami kinetycznymi ем для функции распределения атомов na funkcj rozkadu wodoru neutralnego водорода по скоростям. Для решения wzgldem prdkoci. W celu rozwizania кинетического уравнения использует­ rwnania kinetycznego stosuje si metod ся метод Монте­Карло с расщеплением Monte Carlo z rozszczepieniem trajektorii по траекториям [Malama, 1991]. [Malama, 1991].

Руководителем проекта НЕЙТРАЛ Kierownik projektu NEUTRA ze stro­ с польской стороны М. Бзовским со­ ny polskiej M. Bzowski wsplnie z innymi вместно с другими участниками проекта uczestnikami projektu przeprowadzi ana­ был проведен анализ измерений захва­ liz pomiarw jonw pochwyconych wyko­ ченных протонов на КА Ulysses [Bzowski nanych przez sond Ulysses [Bzowski et al., et al., 2008, 2009]. Захваченные протоны 2008, 2009]. Populacja protonw pochwy­ образуются в области гелиосферного conych przez wiatr soneczny powstaje интерфейса в результате перезарядки wskutek wymiany adunku miedzy proto­ нейтральных атомов водорода на про­ nami wiatru sonecznego a atomami gazu тонах солнечного ветра и межзвездной midzygwiazdowego i pozostaych wymie­ среды. Анализ и интерпретация экс­ nionych wczeniej procesw jonizacyjnych периментальных данных проводились na podstawie kombinowanego modelu teo­ на основе комбинированной теорети­ retycznego rozkadu atomw neutralnych ческой модели распределения атомов wodoru w wewntrznej heliosferze. Model водорода в гелиосфере. Данная модель ten obejmuje trjwymiarowy, zaleny od совмещает трехмерный, нестационар­ czasu kod kinetyczny opracowany w War­ ный кинетический код, разработанный szawie i wyniki oblicze wykonanych przy в ЦКИ ПАН, с результатами расчетов, uyciu samozugodnionego kinetyczno­ga­ проведенных с помощью самосогласо­ zodynamicznego modelu moskiewskiego.

ванной кинетико­газодинамической W wyniku otrzymano ocen gstoci ato­ модели в ИКИ РАН. В результате были mw wodoru na kocowej fali uderzenio­ получены оценки концентрации ато­ wej wiatru sonecznego, czyli w odlegoci мов водорода на гелиосферной ударной ok. 90…100 j. a. od Soca.

волне (т. е. приблизительно на расстоя­ нии 90…100 а. е. от Солнца).

В рамках проекта НЕЙТРАЛ велась W ramach projektu NEUTRA pro­ совместная подготовительная работа wadzone byy wsplne prace przygoto­ перед запуском КА IBEX, который был wawcze do misji komicznej NASA IBEX, осуществлен NASA осенью 2008 года. ktra rozpocza si jesieni 2008 roku.

М. Бзовски и В. Измоденов являются M. Bzowski i V. Izmodenow s czonkami иностранными участниками проек­ Zespou Naukowego misji IBEX (Co­In­ та IBEX. Подробнее проект IBEX, его vestigators). Projekt IBEX, jego cele i ocze­ цели и ожидаемые результаты описа­ kiwane wyniki szerzej opisane s w artyku­ ны в работах [McComas et al., 2009a, b;

ach [McComas et al., 2009a, b;

Schwadron Schwadron et al., 2009]. et al., 2009].

В 2009 году на космическом аппарате W 2009 roku otrzymano z sondy ko­ Interstellar Boundary Explorer (КА IBEX) smicznej „Interstellar Boundary Explorer” были получены и затем опубликова­ (IBEX) i opublikowano pierwsze pene ны первые полные карты неба в пото­ mapy nieba “widzianego” poprzez stru­ ках энергичных атомов гелиосферного mienie atomw neutralnych pochodzenia Руководители проекта: В. Измоденов;

М. Бзовски Kierownik projektu: V. Izmodenov;

M. Bzowski происхождения в диапазоне энергий heliosferycznego w zakresie obszaru wstgi от 200 эВ до 6 кэВ. На картах неба была s 2…3 krotnie silniejsze od strumieni z po­ обнаружена узкая простирающаяся че­ zostaych obszarw nieba (rys. 2). Istnienie рез все небо область, названная поясом takiego pasma wzmoonej emisji atomw ЭНА. Потоки нейтральных энергич­ nie byo przewidywane przez aden istnie­ ных частиц из этой области в 2…3 раза jcych modeli zewntrznej heliosfery. Ana­ превышают потоки из остальных об­ liza wynikw modelowania kinetyczno­ ластей (рис. 2). Существование такого magnetohydrodynamicznego wykazaa, e пояса не было предсказано ни в одной pooenie wstgi dobrze koreluje z krzyw из моделей внешней гелиосферы. Ана­ na heliopauzie (powierzchni rozdziela­ лиз результатов кинетико­газодинами­ jcej), wzdu ktrej radialna skadowa ческого моделирования показал, что midzygwiazdowego pola magnetycznego положение пояса ЭНА хорошо корре­ rwna jest zeru. W ten sposb pokazano лирует с кривой на гелиопаузе (кон­ korelacja pooenia wstgi z kierunkiem i тактной поверхности), вдоль которой nateniem midzygwiazdowego pola ma­ радиальная компонента межзвездного gnetycznego.

магнитного поля равна нулю. Таким образом, была показана корреляция положения пояса ЭНА с направлением и величиной межзвездного магнитного поля.

В работе [Chalov et al., 2010] была W pracy [Chalov et al., 2010] zapropo­ предложена физическая интерпрета­ nowano fizyczne wyjanienie wstgi ENA ция наблюдаемого на КА IBEX пояса zaobserwowanej z pokadu IBEX­a. W tym ЭНА. Для этого была усовершенствова­ celu opracowano kinetyczno­gazodyna­ на кинетико­газодинамическая модель miczny model oddziaywania wiatru so­ Рис. 2. Потоки энергичных нейтральных атомов гелиосферного происхождения в различ­ ных направлениях луча зрения (карта неба) в эклиптических координатах: V1 и V2 — на­ 1 правления движения космических аппаратов Voyager­1 и ­2. Пояс энергичных нейтральных атомов (ЭНА) соответствует яркой полосе, проходящей между V1 и V Rys. 2. Strumienie energetycznych atomw neutralnych pochodzenia heliosferycznego dla linii wi­ dzenia rozoonych w rnych kierunkach na niebie, przedstawione we wsprzdnych ekliptycz­ nych: V1 i V2 — kierunki ruchu sond kosmicznych „Voyager­1 i ­2”. Wstga ENA tworzy jasne pa­ smo i przechodzi midzy V1 a V 4 Нейтрал Neutra взаимодействия солнечного ветра с necznego z lokalnym orodkiem midzy­ локальной межзвездной средой, в рам­ gwiazdowym, w ramach ktrego obliczono ках которой и были рассчитаны потоки strumienie energetycznych atomw neu­ энергичных атомов водорода, рожда­ tralnych wodoru pochodzcych z obszaru ющихся в области взаимодействия в oddziaywania w wyniku wymiany adun­ результате перезарядки между межз­ ku midzy atomami midzygwiazdowymi вездными атомами и энергичными a energetycznymi protonami. Model ten протонами. Усовершенствованная мо­ zawiera wtrn wymian adunku midzy дель учитывает вторичную перезарядку atomami midzygwiazdowymi a pochwy­ межзвездных атомов водорода с меж­ conymi protonami w obszarze rozcigaj­ звездными захваченными протонами в cym si za heliopauz. Wczeniej w ramach области, которая располагается за ге­ modelu kinetyczno­gazodynamicznego, w лиопаузой. Ранее, в 2009 году, в рамках ktrym protony pochwycone traktowane кинетико­газодинамической модели, byy jako oddzielna skadowa kinetycz­ трактующей захваченные протоны как na [Izmodenov et al., 2009], pokazano, e отдельную кинетическую компоненту midzygwiazdowe pochwycone protony [Izmodenov et al., 2009], было показано, za heliopauz mog wnosi istotny wkad что межзвездные захваченные протоны do strumieni energetycznych atomw neu­ за гелиопаузой могут вносить суще­ tralnych o energiach ponad 1 keV. Istotnym ственный вклад в потоки энергичных osigniciem modelu wypracowanego w атомов с энергиями выше 1 кэВ. Важ­ ramach projektu w stosunku do modeli po­ ное отличие модели, разработанной в przednich jest to, e zakada on brak roz­ рамках проекта, от предыдущих заклю­ praszania kta skonu protonw pochwyco­ чается в предположении отсутствия nych w miejscowym polu magnetycznym w рассеяния по питч­углу для захвачен­ zewntrznym otoku heliosfery (w obszarze ных протонов, рождающихся во внеш­ za heliopauz).


W ramach tego zaoenia ней части гелиосферного интерфейса mona znale wyjanienia zjawiska wstgi (в области за гелиопаузой). В рамках wzmoonych strumienie ENA obserwowa­ этого предположения образование по­ nej przez sond IBEX. Rys. 3 przedstawia яса в потоках энергичных атомов во­ wyniki otrzymane na podstawie opracowa­ дорода, наблюдаемое на космическом nego modelu. Wida, e istnieje jakociowa аппарате IBEX, находит естественное zgodno oblicze teoretycznych z danymi объяснение. На рис. 3 (см. с. 51) пока­ eksperymentalnymi z sondy IBEX.

заны результаты, полученные в рамках разработанной модели. Видно, что на­ блюдается качественное совпадение теоретических расчетов с эксперимен­ тальными данными с КА IBEX.

В работе [Grzedzielski et al., 2010] A artykule [Grzedzielski et al., 2010] pol­ участниками проекта с польской сто­ scy uczestnicy projektu zaproponowali al­ роны было предложено альтернативное ternatywne wyjanienie wstgi energetycz­ объяснение пояса энергичных нейтра­ nych neutraw odkrytej przez IBEX­a.

лов, открытого на КА IBEX. Это объ­. Wytumaczenie to opiera si na hipotezie, яснение основано на предположении e atomy tworzce wstg i jej wntrze о том, что измеряемые с помощью КА powstaj na granicy Oboku Lokalnego IBEX энергичные нейтральные атомы (LIC) gazu midzygwiazdowego i Lokal­ водорода рождаются на границе Ло­ nego Bbla (LB) — gorcego, rzadkiego кального межзвездного облака (ЛМО — i w peni zjonizowanego oboku materii LIC) в результате перезарядки межз­ ) galaktycznej — wskutek wymiany adunku вездных атомов водорода на горячих miedzy gorcymi protonami LB i atomami Руководители проекта: В. Измоденов;

М. Бзовски Kierownik projektu: V. Izmodenov;

M. Bzowski Рис. 3. Карта неба в потоках энергичных нейтральных атомов, полученная в рамках усо­ вершенствованной кинетико­газодинамической модели гелиосферного интерфейса [Chalov et al., 2010] Rys. 3. Mapa nieba obserwowanego w stumieniach energetycznych atomw neutralnych otrzymana na podstawie ulepszonego kinetyczno­gazodynamicznego modelu interfejsu heliosferycznego [Cha lov et al., 2010] протонах из Локального межзвездного wodoru dyfundujcymi do jego wntrza пузыря (LB­Local Bubble). Эти вновь z LIC. Powstajce w wyniku tego procesu рожденные на границе между Локаль­ energetyczne atomy neutralne mog osi­ ным облаком и Локальным пузырем gn orbit Ziemi dziki maej gstoci атомы могут достигать окрестности protonw w LIC i postulowanej niewielkiej Солнечной системы благодаря малой odlegoci granicy LIC/LB, rzdu zaledwie концентрации вещества в Локальном 1000 j. a. W [Grzedzielski et al., 2010] arty­ облаке. В работе [Grzedzielski et al., 2010] kule przedstawiono szacunki parametrw были сделаны оценки параметров плаз­ plazmy w LB i LIC, przy ktrych osiga si мы в Локальном облаке и пузыре, при jakociow zgodno postulowanej przez которых достигается наилучшее со­ model wstgi ENA z parametrami wstgi впадение с данными IBEX. Если пред­ zaobserwowanej przez sond IBEX. Jeli ложенная интерпретация данных КА zaproponowana w artykule [Grzedzielski IBEX в дальнейшем подтвердится, то et al., 2010] interpretacja okae si popraw­ это будет означать, что с помощью дан­ na, bdzie to oznaczao, e dziki danym z ных IBEX можно будет впервые кос­ sondy IBEX mona bdzie po raz pierwszy венным образом измерять параметры zmierzy niemal bezporednio parametry Локального межзвездного пузыря. Lokalnego Bbla.

Кроме потоков энергичных ней­ Oprcz strumieni energetycznych ato­ тральных атомов водорода на КА IBEX mw neutralnych wodoru sonda kosmicz­ были впервые измерены также потоки na IBEX dokonaa take pomiarw ato­ атомов водорода, гелия и кислорода mw midzygwiazdowych wodoru, helu, более низких энергий [Moebius et al., tlenu i neonu o niszych energiach [Mo 2009а, b]. Российскими и польскими ebius et al., 2009а, b]. Rosyjscy i polscy участниками проекта НЕЙТРАЛ были wykonawcy projektu NEUTRA przepro­ проведены теоретические расчеты wadzili teoretyczne oceny strumieni ato­ 4 Нейтрал Neutra потоков атомов гелия и кислорода, из­ mw helu i tlenu oraz neonu mierzone na меряемых на орбите Земли. orbicie Ziemi.

В работе [Grzedzielski et al., 2010] так­., W artykule [Grzedzielski et al., 2010] ba­ же исследовалась эволюция корональ­ dano ewolucj stanu adunkowego cikich ных ионов тяжелых элементов C, N, O, jonw koronalnych C, N, O, Mg, Si i S w Mg, Si и S во внешней гелиосфере и в zewntrznej heliosferze, a take w obrbie области внутреннего ударного слоя, wewntrznej warstwy granicznej heliosfery между гелиосферной ударной волной midzy kocow fal uderzeniow wiatru и гелиопаузой. Для этого польскими sonecznego a heliopauz. W tym celu pol­ участниками проекта была разработана scy wykonawcy projektu opracowali model, модель, в которой тяжелые ионы дви­ w ktrym wymieniony cikie jony po­ жутся внутри гелиосферы, меняя вдоль ruszaj si we wntrzu heliosfery zmniej­ траектории свою степень ионизации. szajc wskutek reakcji wymiany adunku Ионы подвергаются воздействию про­ swj stopie jonizacji. Jony te podlegaj цессов рекомбинации, перезарядки, procesom rekombinacji, wymiany adun­ фотоионизации и ионизации электрон­ ku, fotojonizacji i jonizacji elektronowej.

ным ударом. В расчетах использовались W wykonanych obliczeniach wykorzystano распределения протонов, а также гло­ rozkad protonw oraz globaln struktu­ бальная структура гелиосферного ин­ r interfejsu heliosferycznego obliczone терфейса, полученная в ИКИ РАН. w IKI RAN.

Показано, что в области гелиосфер­ Pokazano, e w obszarze warstwy gra­ ного ударного слоя заряженные тяже­ nicznej heliosfery cikie jony koronalne лые корональные ионы солнечного w wietrze sonecznym stopniowo rekombi­ ветра эффективно рекомбинируют. Ре­ nuj. W wyniku tej rekombinacji powstaje зультатом такой рекомбинации явля­ do dua ilo energetycznych atomw ется образование достаточно большого neutralnych tych pierwiastkw w nosowej числа энергичных нейтральных атомов czci warstwy granicznej heliosfery. Cz в носовой части ударного слоя. Часть spord tych atomw moe powrci w из образованных в окрестности гелио­ gb heliosfery (do obszaru naddwiko­ паузы атомов могут вновь проникать wego wiatru sonecznego) i ulec ponownej вглубь гелиосферы (в область сверхзву­ jonizacji, w wyniku czego powstaje nowa кового солнечного ветра) и вторично populacja jonw pochwyconych w wietrze ионизоваться там, образуя тем самым s sonecznym. W artykule pokazano, e dla захваченный ион. В работе было по­ pierwiastkw o niskim potencjale joniza­ казано, что для элементов с низким cji (C, Mg, Si i S), proces ten jest domi­ первым ионизационным потенциалом nujcym rdem jonw pochwyconych, o (C, Mg, Si и S) указанный источник за­ C,,, ) strumieniu dostatecznym do wytumacze­ хваченных ионов является доминирую­ nia natenia anomalnej skadowej pro­ щим и достаточным для производства mieniowania kosmicznego dla tych pier­ аномальной компоненты космических wiastkw.

лучей из этих элементов.

ЛИТЕРАТУРА BIBLIOGRAFIA Baranov V. B., Malama Yu. G. (1993) Model of the solar wind interaction with the local interstellar medium — Numerical solution of self­consistent problem // J. Geophysical Research. 1993.

V. 98. N. A9. P. 15,157–15,163.

Bzowski M., Mbius E., Tarnopolski S., Izmodenov V., Gloeckler G. (2008) Density of neutral interstel­ lar hydrogen at the termination shock from Ulysses pickup ion observations // J. Astronomy and Astrophysics. 2008. V. 491. Iss. 1. P. 7–19.

Руководители проекта: В. Измоденов;

М. Бзовски Kierownik projektu: V. Izmodenov;

M. Bzowski Bzowski M., Moebius E., Tarnopolski S., Izmodenov V., Gloeckler G. (2009) Neutral H density at the termination shock: a consolidation of recent results // Space Science Rev. 2009. V. 143.

N. 1–4. P. 21–30.

Chalov S. V., Alexashov D. B., McComas D., Izmodenov V. V., Malama Y. G., Schwadron N. (2010) Scatter­free Pickup Ions beyond the Heliopause as a Model for the Interstellar Boundary Explorer Ribbon // Astrophysical J. Letters. 2010. V. 716. Iss. 2. P. L99–L102.

Grzedzielski S., Wachowicz M. E., Bzowski M., Izmodenov V. (2010) Heavy coronal ions in the helio­ sphere: I. Global distribution of charge­states of C, N, O, Mg, Si and S // J. Astronomy and Astrophysics. 2010. V. 512. Id. A72.

Izmodenov V. V., Malama Y. G., Ruderman M. S., Chalov S. V., Alexashov D. B., Katushkina O. A., Provornikova E. A. (2009) Kinetic­Gasdynamic Modeling of the Heliospheric Interface // Space Science Rev. 2009. V. 146. P. 329–351: doi: 10.1007/s11214­009­9528­3.

Malama Yu. G. (1991) Monte Carlo simulation of neutral atoms trajectories in the solar system // As­ trophysics and Space Science. 1991. V. 176. N. 1. P. 21–46.

McComas D. J., Allegrini F., Bochsler P., Bzowski M., Collier M., Fahr H., Fichtner H., Frisch P., Fun sten H. O., Fuselier S. A., Gloeckler G., Gruntman M., Izmodenov V., Knappenberger P., Lee M., Livi S., Mitchell D., Moebius E., Moore T., Pope S., Reisenfeld D., Roelof E., Scherrer J., Schwadron N., Tyler R., Wieser M., Witte M., Wurz P., Zank G. (2009a) IBEX — Interstellar Boundary Explorer // Space Science Rev. 2009. V. 146. N. 1–4. P. 11–33.

McComas D. J., Allegrini F., Bochsler P., Bzowski M., Christian E. R., Crew G. B., DeMajistre R., Fahr H., Fichtner H., Frisch P. C., Funsten H. O., Fuselier S. A., Gloeckler G., Gruntman M., Heerikhuisen J., Izmodenov V., Janzen P., Knappenberger P., Krimigis S., Kucharek H., Lee M., Livadiotis G., Livi S., MacDowall R. J., Mitchell D., Moebius E., Moore T., Pogorelov N. V., Reisenfeld D., Roelof E., Saul L., Schwadron N. A., Valek P. W., Vanderspek R., Wurz P., Zank G. P. (2009b) Global Observations of the Interstellar Interaction from the Interstellar Boundary Explorer (IBEX) // Science. 2009. V. 326. Iss. 5955. P. 959–962.


Moebius E., Kucharek H., Clark G., O’Neill M., Petersen L., Bzowski M., Saul L., Wurz P., Fuse lier S. A., Izmodenov V. V., McComas D. J., Mueller H. R., Alexashov D. B. (2009a) Diagnosing the Neutral Interstellar Gas Flow at 1 AU with IBEX­Lo // Space Science Rev. 2009. V. 146.

P. 149–172.

Moebius E., Bochsler P., Bzowski M., Crew G. B., Funsten H. O., Fuselier S. A., Ghielmetti A., Heirtz ler D., Izmodenov V. V., Kubiak M. et al. (2009b) Direct Observations of Interstellar H, He, and O by the Interstellar Boundary Explorer // Science. 2009. V. 326. Iss. 5955. P. 969–971.

Schwadron N. A., Bzowski M., Crew G. B., Gruntman M., Fahr H., Fichtner H., Frisch P. C., Fun sten H. O., Fuselier S., Heerikhuisen J., Izmodenov V., Kucharek H., Lee M., Livadiotis G., McComas D. J., Moebius E., Moore T., Mukherjee J., Pogorelov N. V., Prested C., Reisenfeld D., Roelof E., Zank G. P. (2009) Comparison of Interstellar Boundary Explorer Observations with 3D Global Heliospheric Models // Science. 2009. V. 326. Iss. 5955. P. 966–968.

This Russian­Polish project is devoted exploration of the properties of the heliospheric boundaries where the solar wind meets the local interstellar medium. We study spatial and velocity distributions of the interstellar hydrogen atoms inside the heliosphere. The main goal of this project is to apply the developed by us complex kinetic theoretical models for analysis of the experimental data from differ­ ent spacecrafts (Interstellar Boundary Explorer, Ulysses, SOHO, Voyager, etc.).

5 ИЗЛУЧЕНИЕ PROMIENIOWANIE Руководитель проекта Kierownik projektu с российской стороны: ze strony Rosji:

М. МОГИЛЕВСКИЙ М. MOGILEWSKY Руководитель проекта Kierownik projektu с польской стороны: ze strony Polski:

Я. ХАНАШ J. HANASZ Российско­польский проект ИЗЛУЧЕНИЕ Celem polsko­rosyjskiego projektu PROMIE­ направлен на изучение одного из самых NIOWANIE byy badania jednego z najsil­ мощных и загадочных явлений внутренней niejszych i najbardziej zagadkowych zjawisk магнитосферы Земли — аврорального кило­ wewntrznej magnetosfery Ziemi — zorzowego метрового излучения (АКР). В 1996 году был promieniowania kilometrowego (AKR — au­ запущен спутник «Интербол­2», в состав roral kilometric radiation). W 1996 roku wy­ научных экспериментов которого входил startowa satelita „Interball­2”, wyposaony ПОЛЬРАД, предназначенный для изучения w aparatur naukow, w ktrej skad wcho­ спектральных и поляризационных харак­ dzi eksperyment POLRAD, przeznaczony теристик АКР [Ханаш и др., 1998]. В этом do bada spektralnych i polaryzacyjnych cha­ эксперименте впервые в практике космиче­ rakterystyk AKR [Ханаш и др., 1998]. W tym ских исследований на борту космического eksperymencie po raz pierwszy w praktyce ba­ аппарата (КА) строилась ковариационная da kosmicznych bya tworzona na pokadzie матрица электрического поля, из которой sztucznego satelity macierz kowariancyjna pola находились параметры Стокса. В резуль­ elektrycznego, ktra posuya do znajdowania тате успешного проведения эксперимента parametrw Stokesa AKR. W wyniku udanego ПОЛЬРАД был получен большой объем из­ eksperymentu POLRAD uzyskano wiele po­ мерений и проект ИЗЛУЧЕНИЕ во многом miarw. Projekt PROMIENIOWANIE opiera базируется на результатах этих измерений. si w znacznym stopniu na tych pomiarach.

Авроральное километровое радио­ Zorzowe promieniowanie kilometrowe излучение представляет собой мощное (AKR) jest siln emisj w zakresie czstotli­ радиоизлучение в диапазоне частот от woci od 30 do 700 kHz (maksimum emisji 30 до 700 кГц (максимум излучения obserwuje si w zakresie czstotliwoci наблюдается в частотном диапазоне do 300 kHz), generowan w zorzowych ob­ от 100 до 300 кГц), генерируемое в ав­ szarach magnetosfery i rozprzestrzeniajc роральных областях магнитосферы и si swobodnie. AKR zarejestrowano po raz уходящее от Земли. Впервые АКР было pierwszy na satelicie Elektron­2 w roku зарегистрировано на спутнике «Элек­ 1965 [Бенедиктов и др., 1965]. Fale radio­ трон­2» в 1965 году [Бенедиктов и др., we w zakresie czstotliwoci AKR nie prze­ 1965]. Радиоволны в диапазоне АКР nikaj z magnetosfery do Ziemi, poniewa не могут пройти из магнитосферы на nie przepuszcza ich jonosfera. To jest po­ Землю, поскольку их не пропускает ио­ wd dla ktrego nawet odbitych sygnaw носфера, и поэтому даже отраженные AKR (na przykad od ostrego gradientu сигналы АКР (например, от резкого gstoci na plazmopauzie) nie mona ode­ градиента концентрации на плазмопа­ bra na Ziemi. Kolejne pomiary przepro­ узе) не могут быть приняты на Земле. wadzane z satelitw o wysokim apogeum, Последующие измерения, проводив­ pozwoliy wyznaczy podstawowe waci­ шиеся на высокоапогейных спутни­ woci AKR i warunki w ktrych zachodzi ках, позволили определить основные generacja. Warto zauway, e analogiczne свойства АКР и условия, при которых w swej naturze promieniowanie odkryto происходит генерация этого излучения. u Jowisza, Saturna i Urana. Tego rodza­ Следует отметить, что аналогичное по ju promieniowanie jest charakterystyczn природе излучение были обнаружены waciwoci obiektw kosmicznych posia­ Руководители проекта: М. Могилевский;

Я. Ханаш Kierownik projektu: М. Mogilewsky;

J. Hanasz от Юпитера, Сатурна, Урана. Такого dajcych pole magnetyczne i opywanych типа излучение — характерное свой­ strumieniami plazmy [Zarka, 1998].

ство всех космических тел, обладаю­ щих магнитным полем и обтекаемых потоками плазмы [Zarka, 1998].

Авроральное километровое излуче­ AKR odgrywa wan rol w global­ ние играет важную роль в глобальной nej dynamice plazmy zorzowej. Elektrony динамике авроральной плазмы — от 1 mog zuy na promieniowanie od 1 do до 10 % энергии электронов может ухо­ % energii. Cakowita energia tego promie­ niowania jest rzdu 107 Watt, a w okresach дить в излучение, его полная энергия составляет порядка 107 Вт, а в актив­ aktywnoci osiga nawet 109 Watt [Gurnett, ные периоды достигает 109 Вт [Gurnett, 1974]. Oznacza to, e AKR jest jednym z 1974], т. е. АКР является одним из наи­ najsilniejszych promieniowa generowa­ более мощных излучений, генерируе­ nych w magnetosferze Ziemi. Przeprowa­ мых в магнитосфере Земли. По резуль­ dzone pomiary pozwoliy na ustalenie, e татам проведенных измерений было AKR jest zwizane z dyskretnymi uka­ установлено, что АКР связано с дис­ mi zorzowymi, a jego rda znajduj si кретными полярными сияниями и его ponad jonosfer zorzow, na og w wie­ источники находятся над авроральной czornym i nocnym sektorze magnetosfe­ ионосферой, в основном, в вечернем ry, na inwariantnych szerokociach okoo и ночном секторах магнитосферы, на 65…70° [Gurnett, 1974;

Kurth et al., 1975;

инвариантных широтах около 65…70° Hanasz et al.,2001] i wysokociach od [Gurnett, 1974;

Kurth et al., 1975;

Hanasz 2…10 tys. km [Benson, Calwert, 1979].

et al.,2001] на высотах 2…10 тыс. км [Benson, Calwert, 1979].

Большая мощность АКР вызы­ Znaczna moc AKR zadziwiaa badaczy вала удивление исследователей, и в i w latach 70­tych miay miejsce burzliwe 1970­х годах шли бурные дискуссии dysputy na temat natury i mechanizmu fi­ о природе и физическом механизме zycznego generacji AKR. W roku 1979 Wu генерации АКР. В 1979 году в работе i Lee [Wu, Lee, 1979] zaproponowali me­ Ву Ч. Ч. и Ли Л. С. [Wu, Lee, 1979] для chanizm niestabilnoci masera cyklotrono­ объяснения АКР был предложен меха­ wego rozwijajcej si w obszarze zorzowym низм циклотронной мазерной неустой­ o niskiej gstoci jak np. wnka Calverta чивости, развивающейся в авроральной [Calwert, 1981], w ktrym jest speniony области с пониженной плотностью, в warunek p /ce 1 (p i ce — plazmo­ так называемых кавернах Кальверта wa i cyklotronowa czstotliwoci elektro­ [Calwert, 1981], где выполняется усло­ nw). Obecnie ten mechanizm jest oglnie вие р /ce 1 (р и ce — плазменная uznawany, poniewa wyjania wikszo и циклотронная частоты электронов). obserwowanych cech AKR: jego du moc, В настоящее время этот механизм яв­ zaleno natenia promieniowania od ляется общепризнанным, поскольку он aktywnoci geomagnetycznej, polaryzacj i объясняет большинство наблюдаемых inne. Mimo to szereg problemw dotycz­ свойств АКР: высокую интенсивность cych generacji i rozprzestrzeniania si tego АКР, зависимость интенсивности из­ promieniowania jak i problemw dotycz­ лучения от геомагнитной активности, cych struktury rda, pozostaj otwarte do поляризацию и др. Вместе с тем ряд во­ dnia dzisiejszego. Wielka ilo pomiarw просов генерации и распространения AKR w eksperymencie POLRAD pozwala этого излучения, а также структура ис­ na rozwizywanie wielu zada, z ktrych точника остаются открытыми до насто­ cz bya rozwaana w ramach projektu ящего времени. Большой объем изме­ „Promieniowanie”. Tu ograniczymy si do 5 Излучение Promieniowanie рений АКР в эксперименте ПОЛЬРАД przedstawienia wynikw analizy lokalizacji позволил решить широкий круг задач, rda i waciwoci charakterystyki kie­ часть из них были рассмотрены в рам­ runkowoci AKR.

ках проекта ИЗЛУЧЕНИЕ. Здесь мы ограничимся результатами анализа ме­ стоположения источника и характери­ стик диаграммы направленности АКР.

Согласно работе [Wu, Lee, 1979] АКР Zgodnie z prac [Wu, Lee, 1979] AKR должно выходить из источника поч­ powinno wydostawa si ze rda prawie ти перпендикулярно силовым линиям prostopadle do linii si pola magnetyczne­ магнитного поля (рис. 1), так как мак­ go (rys. 1), poniewa najsilniejsze wzmoc­ симум излучения циклотронного ма­ nienie w maserze cyklotronowym nastpu­ зера в источнике направлен перпенди­ je w rdle w kierunku prostopadym do кулярно магнитному полю. Поскольку pola magnetycznego. Z powodu duego вблизи источника большой коэффи­ wspczynnika zaamania blisko rda циент преломления, то радиоизлуче­ promieniowanie odchyla si do gry, co ние отклоняется вверх, что приводит prowadzi do wzrostu skadowej wektora к усилению составляющей волнового falowego rwnolegej do pola magnetycz­ вектора, параллельной магнитному nego. W efekcie maksimum charakterysty­ полю. В результате максимум диаграм­ ki kierunkowej AKR zblia si do kierun­ мы излучения АКР приближается к на­ ku pola magnetycznego, co jest zgodne z правлению вектора магнитного поля pomiarami [Могилевский и др.,2007]. W согласно измерениям, полученным в pracach teoretycznych [Louarn, Le Queau, работе [Могилевский и др., 2007]. В те­ 1996;

Буринская, Рош, 2007] pokazano, e оретических работах [Louarn, Le Queau, granice obszaru generacji posiadaj istot­ 1996;

Буринская, Рош, 2007] было пока­ ny wpyw na formowanie charakterystyki зано, что границы области генерации kierunkowoci rda (rys. 2). Rol gra­ Рис. 1. Диаграмма направленности излучения для источника АКР в плазме без границ со­ гласно работе [Wu, Lee, 1979]. Излучение распространяется почти поперек внешнего маг­ нитного поля. Вдоль магнитного поля — излучение отсутствует Rys. 1. Charakterystyka kierunkowoci promieniowania dla rda AKR w plazmie bez granic, zgodnie z prac [Wu, Lee, 1979]. Promieniowanie rozprzestrzenia si prawie w poprzek zewntrznego pola magnetycznego i nie posiada skadowej wzdu niego Руководители проекта: М. Могилевский;

Я. Ханаш Kierownik projektu: М. Mogilewsky;

J. Hanasz оказывают существенное влияние на nic moe odgrywa albo gradient rozka­ формирование диаграммы направлен­ du plazmy ta w poprzek zewntrznego ности источника (рис. 2). Роль границы pola magnetycznego, albo granice wizki могут играть либо градиент распреде­ energetycznych elektronw wstrzykiwa­ ления фоновой плазмы поперек внеш­ nych z ogona magnetosfery w wewntrzne него магнитного поля, либо границы obszary, bdcych rdem energii AKR пучка энергичных электронов, инжек­ [Буринская, Рош, 2007]. W tym przypadku тируемых из хвоста магнитосферы во formuje si falowd z charakterystycznym внутренние области, являющихся ис­ rozmiarem w kierunku szerokoci geoma­ точником энергии АКР [Буринская, gnetycznej o wiele mniejszym ni rozmia­ Рош, 2007]. В этом случае формируется ry w kierunku dugoci geomagnetycznej.

волновод с характерными широтными Charakterystyka kierunkowoci promie­ размерами, много меньшими, чем дол­ niowania jest uformowana przez ten falo­ готные (rш rд), и диаграмма направ­ wd.

ленности излучения формируется этим волноводом.

Для экспериментального определе­ Dla dowiadczalnego wyznaczenia po­ ния местоположения источника АКР oenia rda AKR wykorzystywano использовались результаты его измере­ wyniki pomiarw AKR z dwch sateli­ ний на двух спутниках: в эксперименте tw: eksperymentu POLRAD na sateli­ ПОЛЬРАД на спутнике «Интербол­2» и cie „Interball­2”, i eksperymentu PWI в эксперименте PWI на спутнике «По­ I na satelicie Polar [Gurnett et al., 1995].

лар» [Gurnett et al., 1995]. Для анализа Do analizy wybrano interwa rwnocze­ был выбран интервал одновременных snych pomiarw na obu satelitach, od­ измерений на двух спутниках, разне­ dalonych od siebie w przestrzeni. Sate­ сенных в пространстве. Спутник «Ин­ lita „Interball­2” znajdowa si w czci тербол­2» находился экваториальнее uku zorzowego bliszej rwnikowi na Рис. 2. Схема генерации АКР в ограниченном источнике [Louarn, Le Queau, 1996]. Граница­ ми источника могут быть либо неоднородность фоновой плазмы, либо ограниченные разме­ ры потоков энергичных частиц [Буринская, Рош, 2007]. В этом случае диаграмма направлен­ ности формируется геометрией источника Rys. 2. Schemat generacji AKR w rdle ograniczonym [Louarn, Le Queau, 1996]. Granicami r­ da moe by albo niejednorodno ta plazmy, albo ograniczone rozmiary strumieni energetycznych czstek [Буринская, Рош, 2007]. W tym przypadku charakterystyka kierunkowoci jest formowana przez geometri rda 5 Излучение Promieniowanie протяженной арки полярных сияний на wysokociach 15 000…18 900 km nad po­ высотах ~15 000…18 900 км от поверхно­ wierzchni Ziemi, a satelita Polar — bliej сти Земли, а спутник «Полар» — поляр­ biegunowej czci uku na wysokociach нее арки на высотах ~45 000…47 000 км. ~45 000…47 000 km. Przy tym oba sate­ При этом оба спутника находились lity znajdoway si w przyblieniu na tym приблизительно на одном геомагнит­ samym poudniku (MLT ~22:00 H). To ном меридиане (MLT ~22:00 H). Это pozwala sprowadzi zagadnienie do dwu­ позволило свести задачу к двумерной, wymiarowego, co uatwia opracowanie что облегчило обработку результатов wynikw pomiarw.

измерений.

На рис. 3 приведены две спектро­ Na rys. 3 pokazano dwa spektrogramy граммы результатов измерений АКР pomiarw AKR na satelitach „Interball­2” на спутниках «Интербол­2» (верхняя (grny spektrogram) i „Polar” (dolny spek­ спектрограмма) и «Полар» (нижняя trogram). Do analizy byy wybrane dwa спектрограмма). Для анализа были ото­ rne typy AKR. Pierwszy stacjonarny браны два различных типа АКР. Для typ (S1) charakteryzuje maa zmienno первого, стационарного, типа (S1) ха­ S1) 1) amplitudy odbieranego sygnau i maa рактерны малые вариации амплитуды zmienno czstotliwoci dolnego odcicia принимаемого сигнала и малая измен­ promieniowania. Drugi typ AKR ma pul­ чивость нижней частоты обрезания из­ sujcy charakter i stanowi nastpujce po лучения. Второй тип АКР имеет пуль­ sobie kolejne wybuchy z charakterystycz­ Рис. 3. Динамические спектрограммы результатов одновременных измерений АКР на спут­ никах «Интербол­2» и «Полар». Анализируемые типы излучения отмечены красным цветом Rys. 3. Spektrogramy dynamiczne jednoczesnych pomiarw AKR na satelitach „Interball­2” i „Po­ lar”. Analizowane typy promieniowania zostay zaznaczone kolorem czerwonym Руководители проекта: М. Могилевский;

Я. Ханаш Kierownik projektu: М. Mogilewsky;

J. Hanasz сирующий характер и представляет nymi czasami trwania od kilku sekund do собой последовательность всплесков с kilkudziesiciu sekund. W tym przypadku характерными временами от несколь­ maksimum widma jest przesunite w kie­ ких секунд до нескольких десятков се­ runku niskich czstotliwoci.

кунд. При этом максимум спектра сме­ щен в область низких частот.

В интервале 14:45–15:20 UT наблю­ W interwale 14:45–15:40 UT obserwuje далось стационарное АКР в диапа­ si stacjonarne AKR w zakresie czstotli­ зоне частот 170…600 кГц. Поскольку woci 170…600 kHz. Poniewa AKR obser­ АКР генерируется вблизи локальной wuje si w pobliu lokalnej czstotliwoci гирочастоты электронов, то наблю­ cyklotronowej elektronw, to obserwowany даемый частотный диапазон соответ­ zakres czstotliwoci odpowiada wysoko­ ствует высотам генерации излучения ciom rde generacji promieniowania 2500…7000 км, которые ниже высот ор­ 2500 do 7000 km, znajdujcym si poni­ биты спутников. Изменения интенсив­ ej wysokoci satelitw. Zmiany natenia ности излучений и его спектров подоб­ promieniowania i jego widm s podobne ны на двух спутниках, что указывает на na obu satelitach, co wskazuje na jedno i to один и тот же источник АКР. samo rdo AKR.

Однако наблюдается и устойчивое Ale rwnie obserwuje si sta rni­ отличие — нижняя частотная граница c — dolna granica czstotliwoci AKR na АКР на спутнике «Интербол­2» состав­ satelicie „Interball­2” wynosi 170 kHz, a ляет 170 кГц, а на спутнике «Полар» — na satelicie „Polar” — 260 kHz. Ta rnica 260 кГц. Это отличие хорошо заметно daje si atwo zauway na pojedynczych на единичных спектрах, приведенных widmach pokazanych na rys. 4, i wyni­ на рис. 4 (см. с. 60), и связано с тем, ka std, e na czstotliwociach poniej что на частотах ниже 260 кГц источник 260 kHz rdo AKR jest tak umiejscowio­ АКР расположен таким образом, что ne, e satelita POLAR, ktry znajduje si спутник «Полар» находился вне диа­ na zewntrz charakterystyki promieniowa­ граммы излучения и не мог зарегистри­ nia, nie moe zarejestrowa tego promie­ ровать это излучение (рис. 5, см. с. 60). niowania (rys. 5).

С использованием отличий в спек­ Wysokoci generacji AKR na czstotli­ трах АКР 170 и 260 кГц, зарегистри­ wociach 170 i 260 kHz byy wyznaczane рованных на двух спутниках, были kta rozwarcia charakterystyki kierunko­ проведены расчеты диаграммы направ­ woci promieniowania i pooenia rda ленности источника АКР. Результаты AKR. Wyniki oblicze zostay pokazane вычислений приведены на рис. 6 и 7 na rysunkach 6 i 7.

(см. с. 61).

Поскольку предполагаем, что ис­ Poniewa oczekujemy e rda AKR точники АКР на частотах 170 и 260 кГц na czstotliwociach 170 i 260 kHz znajduj находятся на одной силовой линии, si na tej samej linii si, to wartoci ich sze­ значения инвариантной геомагнитной rokoci inwariantnej powinny by zgodne.

широты для них должны совпадать. Из Na podstawie oblicze pooenia rde результатов расчета местоположения AKR mona doj do wniosku, e inwa­ источников излучения АКР можно сде­ riantna szeroko magnetyczna, na ktrej лать вывод, что инвариантная геомаг­ ma miejsce generacja wynosi wicej ni 70° нитная широта, на которой происхо­ (rys. 6). Na rys. 8 biaymi kkami zazna­ дит генерация, больше 70° (см. рис. 6). czono te kty dla ktrych nie obserwowano На рис. 8 светлыми кружками отмече­ na satelicie POLAR promieniowania (na ны те углы, под которыми излучение czstotliwociach poniej 260 kHz), cho­ (на частотах ниже 260 кГц) на спутнике cia dane satelity „Interball” znajdujcego 5 Излучение Promieniowanie Рис. 4. Единичные спектры АКР по результатам измерений на двух спутниках: а — спектры для стационарного АКР (тип 1);

б — спектры для пульсирующего (тип 2). Спектр АКР перво­ го типа приведен в частотном диапазоне 100…800 кГц, а спектр пульсирующего излучения — в диапазоне частот 15…150 кГц. На рис. б наблюдается увеличение интенсивности излучения на низких частотах (10…25 кГц). Это связано с регистрацией свистовой моды излучения, которая здесь не анализируется Rys. 4. Pojedyncze widma AKR otrzymane z pomiarw na obu satelitach: a — s pokazane widma stacjonarnego AKR (typ 1);



Pages:     | 1 || 3 | 4 |   ...   | 5 |
 





 
© 2013 www.libed.ru - «Бесплатная библиотека научно-практических конференций»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.