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 || 6 | 7 |   ...   | 25 |

«ОГЛАВЛЕНИЕ Том I Предисловие................................................... 11 ...»

-- [ Страница 5 ] --

Механизм медленного накопления магнитной энергии в продольном токе маг нитного жгута в короне и катастрофической потери равновесия при достижении порога устойчивости присущ множеству моделей с различной геометрией и раз личной степенью подробности. Привлекательность его в том, что катастрофа есть чисто корональный процесс и момент ее наступления определяется параметрами, которые, в принципе, могут быть найдены на основе наблюдательных данных. Ка тастрофическая потеря равновесия магнитного жгута порождает цепочку эффектов, наблюдаемых разными способами в различных спектральных диапазонах. Прежде всего, это придание высокой скорости веществу волокна. Значительная, может быть, большая, часть запасенной магнитной энергии трансформируется в кинетическую энергию макроскопических движений. Быстрые изменения магнитного поля, свя занные с вылетом жгута из удерживавшей его аркады магнитных петель, могут привести в действие различные механизмы ускорения частиц и дополнительной трансформации магнитной энергии в тепло и излучение. Большие двухленточные вспышки происходят, например, всегда после эрупции волокна. Жгут в своем движе нии в короне вовлекает большой объем корональной плазмы, образуя корональный выброс.

Таким образом, центральным моментом в комплексе быстрых нестационарных явлений, начинающихся внезапно в солнечной атмосфере, можно считать равновесие, устойчивость и эволюцию магнитных жгутов. Надежное предсказание космической погоды невозможно без мониторинга жгутов, анализа их состояния равновесия и оценки вероятности эрупции.

1.8. Современные наземные и космические методы исследования короны 1.8.1. Наблюдения короны в оптическом диапазоне О. Г. Бадалян Исторически принято выделять три основные компоненты свечения солнечной короны. Это K-корона (излучение в континууме, так называемая «белая» корона), F-корона (Фраунгоферова составляющая) и E-корона (излучение в эмиссионных линиях).

Излучение короны в оптическом диапазоне слабо по сравнению с излучением фотосферы. На малых высотах над лимбом оно составляет примерно одну миллион ную излучения центра диска и быстро падает с увеличением высоты над лимбом.

Вследствие этого наблюдения короны на диске Солнца невозможны, а для лимбовых наблюдений необходимо значительное ослабление излучения, рассеянного в атмо сфере Земли и в инструменте. Возможны, таким образом, три основных метода наблюдения короны. Во-первых, это редкие случаи полного солнечного затмения, когда Луна закрывает солнечный диск, сильно ослабляя рассеянный свет.

Полные солнечные затмения происходят не чаще одного раза в год. При этом значительная часть их длится менее 2 мин, и даже самые длинные затмения едва превышают 7 мин. К тому же часто затмения происходят в труднодоступных местах Земли (например, в океане) или сопровождаются плохой погодой. Тем не менее, до сих пор значительная часть информации о короне в оптическом диапазоне получается во время затмений. Во-вторых, начиная с 30-х гг. XX столетия, для наблюдений короны используются внезатменные коронографы с искусственной Луной, закрывающей сол 108 Гл. 1. Солнце. Общие сведения нечный диск. В основном они используются для наблюдений в эмиссионных линиях короны. Используются также K-коронографы, регистрирующие поляризованную ком поненту белой короны. Наконец, в последние примерно 20 лет ведутся внеатмосфер ные наблюдения белой и эмиссионной короны. Систематические наблюдения белой короны проводятся, начиная с 1995 г. на спутнике SOHO (LASCO C2 и LASCO C3).

Наблюдения полных солнечных затмений в белом свете позволили изучить рас пределение яркости короны в зависимости от расстояния от центра диска. Дол гое время регистрация излучения проводилась исключительно фотографическими методами. Так как яркость короны быстро убывает с увеличением расстояния, при наблюдениях получают серии фотографий с различными экспозициями. Это позволяет измерить яркость белой короны в большом интервале расстояний. На земные наблюдения полных солнечных затмений позволяют изучать белую корону до расстояний примерно 5 радиусов Солнца от центра диска. Отдельные наиболее яркие стримеры удавалось проследить до расстояний в 10 радиусов Солнца. При больших расстояниях яркость белой короны уже не превышает яркости неба во время затмения, и регистрация излучения становится невозможной.

Самую большую трудность при фотографической регистрации представляет стан дартизация, т. е. приведение измеренной яркости в систему абсолютных величин.

С этой целью до и/или после затмения на той же фотопленке регистрируется излучение центра диска Солнца, при тех же или близких экспозициях. При этом приходится применять нейтральные фильтры, значительно ослабляющие излучение.

Фильтры должны быть предварительно тщательно откалиброваны. Понятно, что вся эта сложная процедура приводит к значительным ошибкам. Считается, что ошибка в определении абсолютной яркости белой короны примерно в два раза является вполне приемлемой (Badalyan, 1995).

Для исследования короны одновременно на всех возможных расстояниях часто применялись радиальные фильтры. Основное назначение таких фильтров состоит в постепенном ослаблении излучения короны при удалении от лимба таким образом, чтобы его можно было зарегистрировать при одной экспозиции. Этот метод широко применялся С. Кучми и его коллегами (Loucif, Koutchmy, 1989). Он позволил де тально изучить корональные стримеры до достаточно больших расстояний. Ясно, что для количественной оценки яркости короны, эти фильтры должны быть изготовлены с высокой степенью точности напыления и откалиброваны. В настоящее время используется также фотоэлектрическая и цифровая регистрация яркости с помощью, например, CCD-камер. Этот метод не требует получения характеристической кривой фотоматериала, но, конечно, требует тщательной калибровки камеры.

Очень важной задачей при наблюдении полных солнечных затмений является измерение поляризации излучения короны. Поляризационные наблюдения являют ся важным дополнением к измерениям яркости белой короны, т. к. они содержат информацию о распределении вещества вдоль луча зрения. Для получения данных о поляризации излучения короны необходимо получение не менее трех снимков коро ны при одной и той же экспозиции при трех различных положениях поляроида. Эти снимки дают возможность рассчитать яркость, степень и направление поляризации излучения короны в белом свете. Выяснилось, что направление поляризации в белом свете (направление электрического вектора в волне) с большой степенью точности является тангенциальным, как это и следует из теории поляризации при томсо новском рассеянии. К настоящему времени получено большое количество наблюда тельных данных о поляризации короны в белом свете. Их анализ свидетельствует о том, что наши теоретические представления о физической природе поляризации белой короны находятся в согласии с этими данными. Дальнейший прогресс в этой области возможен лишь при использовании качественно иного уровня инструментов 1.8. Современные наземные и космические методы исследования короны и техники наблюдений. Это использование коронографов с очень высоким (1–2 ) пространственным разрешением, современных CCD-камер, точная фотоэлектриче ская регистрация данных и т. д. Новые данные смогли бы дать информацию о слабых магнитных полях и электрических токах в короне (в корональных структурах) и об их влиянии на поляризацию в оптическом континууме.

Эмиссионные линии солнечной короны, возникающие в оптическом диапазоне — это запрещенные линии высокоионизованных элементов. Они возникают в результате действия двух основных механизмов: столкновений ионов с электронами и рассеяния фотосферного излучения. Чаще всего наблюдались несколько наиболее сильных линий. Это зеленая корональная линия Fe XIV, красная линия Fe X, желтая линия Ca XV (возникающая только в активных областях короны) и две линии в ближ ней инфракрасной области Fe III. Наблюдения эмиссионных линий дают важную информацию о физических условиях в короне — температуре, плотности, движениях плазмы. Во время затмений наблюдения проводятся с помощью спектрографов.

Эта методика позволяет получить сразу несколько линий в спектре, но в очень ограниченном участке короны. После появления узкополосных высококачественных интерференционных фильтров распространенными стали фильтровые наблюдения короны. Здесь спектральное разрешение ограничивается шириной фильтра, так как кроме излучения в линии такой фильтр пропускает также соседнее излучение коро ны. Однако, большим преимуществом фильтровых наблюдений является получение снимков сразу всей короны в данной линии или значительной ее части. Проводятся также наблюдения при помощи эталона Фабри—Перро (Delone, Makarova, 1969;

Делоне и др., 1988). Как при спектрографических, так и при фильтровых наблюде ниях короны в спектральных линиях можно изучать поляризацию. Поляризованной является только та компонента излучения, которая возникает в результате рассеяния фотосферного излучения на внешних электронах данных ионов. Для ее получения, так же как и при наблюдениях в белом свете, требуется не менее трех снимков при трех различных положениях поляроида. Такие наблюдения во время затмений представляют значительные трудности. Несмотря на довольно длительное изучение поляризации короны в линиях, полученные результаты все еще не могут считаться окончательными и остаются довольно противоречивыми.

После создания внезатменных коронографов начались систематические наблюде ния эмиссионых линий, главным образом, зеленой и красной корональных линий.

Для уменьшения влияния рассеянного света коронографы в основном устанавлива лись высоко в горах (более 2000 м). До 1939 г. такие наблюдения носили лишь эпизодический характер. С 1939 по 1943 гг. они стали проводиться более регулярно, но в течение года было примерно по 70 наблюдательных дней. В последующие годы, в особенности после 1947 г., когда кроме обсерватории Пик-дю-Миди (Франция) наблюдать стали проводить и несколько других станций, в том числе Кисловодская Горная станция Пулковской обсерватории, число наблюдательных дней в году значи тельно увеличилось. С 1973 г. большую часть данных дает станция Сакраменто Пик (США), где удается получать до 280 наблюдений в год. Стандартные патрульные наблюдения проводятся один раз в день, на некоторой определенной для данной коро нальной станции высоте над лимбом. Интенсивность линии измеряется с шагом в по позиционному углу, т. е. получается 72 измерения вдоль лимба. Таким образом, полученные данные имеют шаг в 5 по широте и примерно 13 по долготе (1 день).

При этом следует иметь в виду, что реальное разрешение по долготе даже вблизи эк ватора хуже 13, так как вследствие оптической прозрачности короны регистрируется интегральное вдоль луча зрения излучение. Ясно, что при приближении к полюсу долготный интервал, по которому интегрируется излучение, существенно возрастает.

К настоящему времени непрерывный ряд наблюдений зеленой линии охватывает 110 Гл. 1. Солнце. Общие сведения около 6 циклов активности. Сложность, однако, состоит в том, что каждая станция наблюдает на своей высоте и, неизбежно, в своей фотометрической системе. Разли чаются также методы регистрации излучения: фотографический, фотоэлектричекий и визуальный. Кроме того, нет ни одной станции, которая наблюдала в течение всего периода времени, начиная с 1939 г. Одни станции прекращали наблюдения, другие входили в строй. Таким образом, сведение всех наблюдений в единую систему представляет собой не простую задачу. Методика решения этой задачи изложена, например, в работе (Skora, 1971). Основной принцип состоит в том, что некоторая y станция принимается за фотометрический стандарт. Затем для каждого года (полуго дия) выбираются все дни, в которые имеются наблюдения этой станции и какой-либо другой. Сопоставление этих данных позволяет получить рекуррентные соотношения для данного года, что дает возможность привести все наблюдения второй станции в систему станции, принятой за фотометрический стандарт. Такое сопоставление и получение рекуррентных соотношений проводится для всех станций. После этого, в соответствии с принятым приоритетом, составляется сводная база данных. Это означает, что в окончательную базу данных входят все измерения выбранной станции без изменений. Для тех дней, в которые данные выбранной стации отсутствуют, берутся данные следующей по приоритету станции и так далее. Данные для тех дней, для которых вообще нет наблюдений (за весь период наблюдений это примерно 15 %), заполняются линейной интерполяцией.

Имеющийся к настоящему времени достаточно длинный ряд данных об излуче нии зеленой линии позволил проследить циклические изменения яркости этой линии (в широких и в узких широтных зонах), изучить асимметрию север—юг, вращение короны и ряд других важных задач физики солнечной короны.

Применение внезатменных коронографов позволило получить длинный ряд на блюдений короны в белом свете, вплоть до значительных расстояний от центра диска.

Очень важным обстоятельством явилось открытие мощных динамических явлений в солнечной короне — корональных выбросов массы (СМЕ). Детальное изучение их свойств, связи с солнечными вспышками и с явлениями в радиодиапазоне стало возможно только в результате работы космических лабораторий (SMM, SОHO и др.) Другой составляющей излучения короны является так называемая F-корона («ложная корона»). F-корона представляет собой рассеяние фотосферного излуче ния на пылевых частицах межпланетной среды. Вблизи лимба излучение F-короны практически не влияет на измеряемую яркость белой короны. Однако, с удалением от лимба доля F-короны начинает быстро возрастать в общей яркости. Поэтому выделение истинного излучение K-короны не является простой задачей. В настоящее время считается, что излучение F-короны не поляризовано примерно до 10 радиусов Солнца, и не обнаружено достоверных изменений F-короны с циклом активности.

Это позволяет, во-первых, считать неизменной модель F-короны (Koutchmy, Lamy, 1985), а во-вторых, использовать поляризационные наблюдения для получения излу чения K-короны.

1.8.2. Современные космические методы исследования короны в коротковолновой области спектра С.В. Кузин, С.А. Богачев, И.А. Житник Детальное изучение структуры и динамики атмосферы Солнца важно для реше ния общих, фундаментальных проблем физики солнечной и звездных корон, и для решения научных и прикладных исследований в области солнечно-земных связей, определяющих процессы в верхней атмосфере, ионосфере и магнитосфере Земли (Шкловский, 1962;

Phillips, 1992;

Гибсон, 1977). Одним из направлений этих работ является спектральная диагностика параметров корональной плазмы, основанная 1.8. Современные наземные и космические методы исследования короны на методе изображающей спектроскопии крайнего вакуумного ультрафиолетового (ВУФ) диапазона. Этот метод позволяет определять физические параметры плазмы (электронные и ионные температуры, плотности, обилие элементов, дифференциаль ную меру эмиссии) в различных корональных структурах, таких, как активные об ласти, корональные дыры, невозмущенная корона, а также исследовать их динамику по анализу изображений всего Солнца с высоким пространственным, спектральным и временным разрешением. Для реализации этого метода наиболее удобен крайний ВУФ-диапазон спектра, так как излучение Солнца в нем формируется линиями мно гозарядных ионов, с температурами возбуждения, лежащими в широком диапазоне 104 –107 К и соответствующим условиям в солнечной короне на высотах от переход ного слоя и выше. В комплексе с другими наблюдениями Солнца и межпланетной среды эти исследования важны для изучения механизмов нагрева вещества короны в спокойном состоянии и при вспышках, генерации солнечного ветра и вариаций обилия гелия, формирования межпланетной среды, изучения солнечно-земных связей и реакции земной атмосферы на солнечную активность, предсказания геоэффектив ных событий и т. д. (Веселовский и др., 2004;

Житник и др., 2003;

Бугаенко и др., 2004б).

Необходимо отметить, что в этом диапазоне наиболее удобно исследовать «тер мический» компонент солнечной плазмы с Te 106 K: благодаря малости порога возбуждения линий по отношению к температуре их интенсивность оказывается чувствительна лишь к низкоэнергетической (максвелловской) части распределения электронов по скоростям и практически не зависит от возможных отклонений макс велловской функции, возникающих при высоких энергиях E kT, наблюдавшихся во спектрах вспышек и активных областей (Mandelshtam et al., 1984;

Dufton et al., 1984;

Shoub, 1983).

Для определения физических параметров плазмы используются как данные спек тральных наблюдений в монохроматических линиях, так и широкополосных (телеско пических) наблюдений. Интерпретация телескопических данных основана на анализе изображений, зарегистрированных в различных спектральных диапазонах, одновре менно или с небольшой временной задержкой. По отношению интенсивностей одних и тех же участков изображения на солнечном диске, используя модели, описывающие параметры плазмы в различных солнечных структурах, можно оценить электронную температуру плазмы (Te ) и распределение излучающего вещества с температурой (дифференциальную меру эмиссии, ДМЭ). Этот метод применяется при обработке данных солнечных телескопов «Yohkoh»/SXT (Hara et al., 1992) и SOHO/EIT. Огра ничения этого метода заключаются в больших погрешностях, связанных с выбором конкретной модели, обилием элементов, наличием в анализируемых спектральных диапазонах большого количества неидентифицированных линий, что может приво дить к существенному вкладу излучения из других температурных областей.

Гораздо более точными являются методы, основанные на анализе спектроскопиче ских данных. Для определения плотности используются зависимые от нее отношения интенсивностей двух линий одного иона (Jordan, 1974;

Dere et al., 1979;

Zhitnik et al., 1999б), что позволяет исключить неопределенность в обилиях элементов и ионизаци онной температуре. При этом предполагается, что излучающая плазма изотермична, и измеренная плотность ставится в соответствие области с температурой, равной тем пературе максимально обильного иона. Зависимые от плотности отношения интен сивностей встречаются в спектрах ионов с метастабильными состояниями, т. е. в тех случаях, когда на населенность уровней, помимо возбуждения прямым электронным ударом из основного состояния, оказывают влияния столкновительные процессы. При определении дифференциальной меры эмиссии (ДМЭ) учитывается существование на луче зрения различных температурных областей (Dere, 1982;

Brickhouse et al., 112 Гл. 1. Солнце. Общие сведения 1995;

Brosius et al., 1996, 2000). Для ее восстановления обычно применяются итера ционные процедуры, использующие линии, интенсивность которых слабо зависит от плотности в характерном для короны диапазоне плотностей 108 –1013 см3 (Brosius et al., 2000). Совместное применение плотностной диагностики и восстановление ДМЭ позволяет оценить объем, занимаемый излучающей плазмой, а сопоставление ДМЭ, полученных по линиям ионов различных элементов, позволяет оценивать относительные обилия элементов.

Исследование спектров излучения Солнца является важным для целей фунда ментальной спектроскопии и атомной физики. В частности, результаты диагностики солнечной плазмы позволяют проверять точность теоретических расчетов атомных констант и указывать выявленные несоответствия (Landi, Landini, 1997).

Несмотря на все преимущества метода изображающей спектроскопии, его реа лизация связана со значительными практическими трудностями. Экспериментальная аппаратура должна обладать высокими спектральным и пространственным разреше нием, большим динамическим диапазоном регистрации. Кроме того, для понимания взаимосвязи разнообразных процессов, происходящих в солнечной короне, важно проводить постоянные наблюдения с высоким временным разрешением в широком поле зрения.

Исследования солнечной короны в крайнем ВУФ-диапазоне спектра можно прово дить только вне атмосферы Земли и их практическая реализация началась в середине прошлого века с развитием космической техники. Первоначально они развивались по двум параллельным направлениям: исследование структуры короны с помощью изображающих инструментов (Мандельштам и др., 1961) и получение спектров Солнца (Hinteregger, 1961).

Первый эксперимент по получению изображений полного диска Солнца в от дельных спектральных линиях (спектрогелиограмм) был проведен на орбитальной станции «Skylab» в эксперименте S 80A. В этом эксперименте были получены спетрогелиограммы в диапазоне 171–630 на базе которых был составлен каталог A, спектральных линий этого диапазона (Dere, 1978), уточнено обилие элементов в сол нечной короне и определена дифференциальная мера эмиссии для некоторых солнеч ных структур (Dere et al., 1979). Ограничения этого эксперимента определялись его оптической схемой с дифракционной решеткой нормального падения. Это определило относительно низкую дисперсию и переналожение изображений Солнца (размер диска в шкале длин волн составлял 25 Использование в качестве детектора A).

фотопленки обусловило недостаточную точность фотометрии зарегистрированного потока излучения. Эти факторы определили значительные погрешности полученных данных и сложности их интерпретации.

Новым шагом в спектроскопии солнечной плазмы крайнего ВУФ-диапазона стали результаты, полученные в ходе ракетных экспериментов SERTS в 89, 91, 93, 95, 97 гг. (Thomas, Neuhert, 1994;

Brosius et al., 1996, 1998, 2000). В этих экспериментах был использован щелевой стигматический спектрометр. Аппаратура обеспечивала высокие пространственное ( 5 ) и спектральное разрешение ( 0,1 точностьA), относительной калибровки интенсивности составляла 20 %. Несмотря на ряд ограничений, присущих этим экспериментам (ограниченное поле зрения;

наложение двух порядков дифракции, вследствие чего возникали неопределенности в вопросах блендирования отдельных линий;

разовый характер наблюдений), по результатам экспериментов SERTS89 и SERTS95 составлены самые полные на сегодняшний день экспериментальные каталоги линий активных областей и областей спокойного Солнца в диапазоне 171–450 (Thomas, Neuhert, 1994). По этим данным была A произведена диагностика параметров плазмы наблюдавшихся активных областей на Солнце (Moon et al., 1996).

1.8. Современные наземные и космические методы исследования короны В телескопических наблюдениях Солнца в крайнем ВУФ-диапазоне последние лет наиболее значительный прогресс в солнечной рентгеновской астрономии был свя зан с развитием новых методов регистрации и анализа экспериментальных данных.

В частности, многократное улучшение пространственного разрешения и чувстви тельности рентгеновских телескопов и спектрометров позволило им приблизиться по характеристикам к лучшим наземным телескопам. Это развитие обусловлено в наибольшей мере прогрессом в разработке рентгеновской оптики высокого разре шения на основе зеркал скользящего падения и многослойных зеркал нормального падения (Vinogradov, 2002;

Гапонов и др, 1987), детекторов изображений на основе ПЗС-матриц, а также миниатюрных компьютеров, позволивших существенно увели чить объемы регистрируемой информации.

В 1985–1994 гг. в США было проведено несколько ракетных экспериментов по наблюдению Солнца в XUV-диапазоне 44–304 в которых были испытаны новые A, рентгеновские телескопы высокого разрешения (Golub et al., 1990). В этих экспери ментах была продемонстрирована возможность получения изображений корональных структур с пространственным разрешением до 1 и выше, однако применявшийся метод регистрации изображений на фотопленку не мог быть использован в длитель ных автономных спутниковых экспериментах.

Первым длительным автономным экспериментом по мониторингу солнечной активности был эксперимент ТЕРЕК (ТЕлескоп РЕнтгеновский Космический) на космическом аппарате ФОБОС, выполненный в 1988 г. в Физическом институте им. П. Н. Лебедева (Житник и др., 1989). В телескопе ТЕРЕК впервые была исполь зована комбинация многослойных рентгеновских зеркал и высокочувствительных приемников изображения на основе усилителей изображения (ЭОП) и ПЗС-матриц.

В этом эксперименте в течение месяца было получено более 100 изображений Солнца в спектральных диапазонах около 175 и 304 которые позволили выявить тонкую A, структуру корональных дыр и уточнить величину потока излучения резонансной линии He II (Sobelman et al., 1991).

Эксперименты по изображающей спектроскопии Солнца были продолжены в Рос сии Физическим институтом РАН в ходе выполнения программы Комплексных ОР битальных Околоземных Наблюдений Активности Солнца (КОРОНАС). Первая из орбитальных станций этой программы, КОРОНАС-И, была выведена на околоземную орбиту в 1994 г. В состав аппаратуры входил многоканальный комплекс, состоящий из телескопа ТЕРЕК-К и спектрогелиометра РЕС-К (РЕнтгеновский Спектрогелио метр) на диапазон 1,8–304 (Sobelman, Zhitnik, 1992). Первоначальная программа A этих экспериментов была в значительной степени рассчитана на изучение солнечных вспышек (Zhitnik, Urnov, 1991), однако из-за смещения срока запуска фактическое время наблюдений с 12 марта по 5 июля 1994 г. пришлось на период спокойного Солнца. Возможности аппаратуры, в частности, широкий динамический диапазон аппаратуры и возможности перепрограммирования (в том числе и в полете) режи мов наблюдений, позволили провести детальные исследования отдельных явлений в солнечной короне в период минимума солнечной активности. В эксперименте были впервые проведены систематические наблюдения Солнца в спектральных диапазонах около 132, 175 и 304 с высоким пространственным разрешением (до несколь A ких угловых секунд). Впервые одновременно были получены монохроматические изображения Солнца в диапазонах 8,41–8,43 и 180–209 Полученные данные A A.

позволили исследовать структуру образований в солнечной короне и переходной области в диапазоне температур от 105 до 107 K и их динамику на временных масштабах от нескольких секунд до трех солнечных оборотов.

Дальнейшим развитием этой программы явилось создание спектрогелиомет рического и телескопического комплекса СПИРИТ для орбитальной станции 114 Гл. 1. Солнце. Общие сведения КОРОНАС-Ф, выведенной на околоземную орбиту в июле 2001 г. (Ораевский, Собельман, 2002). В состав комплекса входят РЕнтеновский Спектрогелиметр РЕС-К и телескоп СРТ-К (Солнечный Рентгеновский Телескоп). СПИРИТ явился существенным развитием предыдущего комплекса, в первую очередь за счет использования в его составе широкоапертурной оптики, более чувствительных детекторов с улучшенным пространственным разрешением, более мощного бортового компьютера, позволившего увеличить потоки передаваемой на Землю информации и реализовать режим управления с учетом текущей солнечной активности и состояния аппаратуры (Zhitnik et al., 2002).

За более чем трехлетний срок проведения эксперимента накоплен большой на блюдательный материал: более 300 тыс. изображений и спектрогелиограмм Солнца в различных спектральных диапазонах. Общий объем полученной информации со ставляет более 30 Гбайт.

Одновременно с орбитальной станцией КОРОНАС-Ф исследования Солнца в крайнем ВУФ-диапазоне проводились на японском спутнике «Yohkoh» (1991–2001) (Tsuneta et al., 1991), европейско-американской космической станции SOHO, запу щенной в 1995 г. с телескопом EIT и спектрометром CDS (Harrison et al., 1995) и с 1998 г. на американской орбитальной станции TRACE (Golub et al., 1999). В послед нем эксперименте реализовано рекордное на сегодняшний день пространственное разрешение в 0,5 угловых секунды.

Данные систематических наблюдений в ходе этих экспериментов позволили ис следовать, в частности, и такие недавно обнаруженные явления солнечной актив ности, как димминги и корональные волны, изучать тонкую структуру различных солнечных образований, детально исследовать диапазон спектра солнечной короны.

Совместный анализ изображений, полученных приборами ТЕРЕК-К, РЕС-К, СПИРИТ, с изображениями, полученными на космических станциях «Yohkoh», SOHO, TRACE, и данными наземных наблюдений в оптическом и радио диапазонах обеспечивает возможность изучения тонкой структуры корональных образований в широком диапазоне высот — от фотосферы до верхней короны, а длительный пе риод наблюдений — от минимума до максимума солнечной активности, исследовать глобальные изменения солнечных структур на протяжении полного солнечного цикла (Бугаенко и др., 2003а, б;

Гречнев и др., 2003).

В 2002 г. на орбиту Земли был выведен спутник RHESSI с комплексом научной аппаратуры для получения изображений и спектров Солнца в жестком рентгеновском и гамма-диапазонах излучения (Lin et al., 2002). Наиболее существенным резуль татом первых лет работы RHESSI стало получение первых в истории изображений солнечных вспышек в гамма-диапазоне спектра (Hudson, 2004).

В 2006 г. было запущено сразу две международных солнечных обсерватории.

23 сентября состоялся запуск третьего после «Hinotori» (1981) (Enome, 1982) и «Yohkoh» (1991) (Ogawara et al., 1991) японского солнечного спутника «Hinode»

(второе название Solar-B) (Sakurai, Seki, 2005), оснащенного комплексом научной аппаратуры для исследования видимой поверхности Солнца (фотосферы), измерения магнитных полей в фотосфере и регистрации излучения горячей корональной и вспы шечной плазмы в крайнем ультрафиолетовом и мягком рентгеновском диапазонах.

Комплекс научной аппаратуры обсерватории включает три инструмента: солнечный оптический телескоп SOT, рентгеновский телескоп XRT и изображающий спек трометр крайнего ультрафиолетового диапазона EIS. По задачам и инструменталь ному составу обсерватория «Hinode» (Solar-B) продолжает чрезвычайно успешный эксперимент «Yohkoh» (Solar-A) и должна расширить наши знания о динамике и температурном составе плазмы короны и структуре магнитного поля солнечной атмосферы.

1.8. Современные наземные и космические методы исследования короны 27 октября 2006 г., на орбиту была выведена солнечная обсерватория нового типа — STEREO. В ее состав входят два космических аппарата для исследования сол нечной активности — спутники STEREO-A и STEREO-B (Kaiser, 2005). Особенно стью эксперимента являются расходящиеся орбиты космических аппаратов. Один из них движется вдоль орбиты Земли в одном с ней направлении, а другой — в противо положном, благодаря чему увеличивается угол Спутник 1—Солнце—Спутник 2, и по является возможность для стереоскопических наблюдений. Эксперимент STEREO должен обеспечить эффективное исследование трехмерной короны Солнца и объ емной структуры корональных выбросов массы в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах спектра. Научная аппаратура двух спутников идентична и включает инструменты для регистрации излучения Солнца (SECCHI) в оптическом и ультра фиолетовом диапазонах, для исследования распространения корональных выбросов массы и ударных волн по производимому ими радио-излучению (SWAVES) и для изу чения свойств межпланетной и выброшенной солнечной плазмы в месте нахождения космического аппарата (IMPACT, PLASTIC).

В настоящее время направление рентгеновской спектроскопии Солнца в ФИАНе продолжается разработкой телескопа-спектрогелиометра ТЕСИС, предназначенного для использования в составе спутника КОРОНАС—ФОТОН (запуск в 2008 г.).

В этом эксперименте будут продолжены исследования солнечной короны на фазах подъема и максимума 24-го цикла солнечной активности. В этом эксперименте будут значительно расширены возможности, реализованные в ходе эксперимента СПИРИТ.

1.8.3. Радиоастрономический метод исследования солнечной короны В. М. Богод Радиоастрономический метод исследования солнечной атмосферы охватывает диапазон длин волн от миллиметров до декаметров. Земная ионосфера не поз воляет наблюдать излучение Солнца на частотах ниже 10 МГц, т. е. излучение с длиной волны более 30 м. В солнечном ветре излучение пучков энергичных электронов и ударных волн, генерирующих радиоизлучение с длинами волн по рядка сотен метров–километров, можно наблюдать лишь с помощью космиче ских аппаратов. Наблюдаемое наземными радиотелескопами излучение в диапазоне миллиметры—декаметры соответствует широкому интервалу высот: от нижних слоев хромосферы, почти примыкающих к фотосфере, до удаленных слоев короны, в ко торых формируется солнечный ветер. В этом интервале высот параметры солнечной плазмы меняются в широких пределах: температура от 104 до 107 K, концентрация от 106 до 1015 см3, магнитная индукция от нескольких тысяч до единиц гаусс.

В радиоастрономии для характеристики излучения используется понятие яркостной (эффективной) температуры. Для теплового излучения яркостная температура ни когда не бывает выше кинетической температуры излучающих частиц Tя T. Во время вспышек яркостные температуры радиоизлучения могут достигать значений Tя = 1014 –1015 К. Это означает, что механизм излучения нетепловой и, более того, когерентный, т. е. мощность излучения источника превышает суммарную мощность спонтанного излучения отдельных частиц. Поляризация радиоизлучения содержит информацию о магнитном поле солнечной атмосферы. Наблюдаемые размеры сол нечных радиоисточников варьируются в широких пределах: от нескольких радиусов Солнца, до весьма малых значений, соответствующих 0,01 угловой секунды (одна угловая секунда на диске Солнца соответствует 700 км). Во временных вариациях солнечного радиоизлучения наблюдаются масштабы от миллисекунд до одиннадца тилетнего солнечного цикла.

116 Гл. 1. Солнце. Общие сведения В наблюдательной солнечной радиоастрономии сложились два направления ис следований. Первое, исторически возникшее направление, связано со спектральными исследованиями радиоизлучения, в которых используются инструменты с малыми размерами антенн. Диаграммы направленности таких радиотелескопов, определя емые отношением длины волны к геометрическому размеру антенны, превышают размеры диска Солнца, которое наблюдается как точечный радиоисточник. В на блюдениях на таких инструментах регистрируются сравнительно мощные события, уровень радиоизлучения которых превышает уровень излучения спокойного Солнца.

Основная задача таких исследований связана с изучением спорадического излучения Солнца, т. е. радиовсплесков различных типов. Примером подобных инструментов яв ляются радиоспектрографы метрового диапазона, впервые созданные австралийскими радиоастрономами в конце 50-х гг. прошлого века. Радиоспектрографы позволили исследовать частотно-временную структуру (динамический спектр) солнечных радио всплесков и впервые классифицировать основные типы всплесков. Новые результаты достигнуты совершенствованием спектрального анализа (расширением диапазона и увеличением частотного разрешения), а также улучшением временного разреше ния. Современные приборы позволяют изучать всплески с миллисекундным времен ным разрешением и с частотным разрешением / = 103. К их числу относятся радиоспектрографы метрового и дециметрового диапазонов длин волн в ИЗМИРАН, в Двинжелоо (Нидерланды), динамический спектрограф ARTEMIS (Греция), OSRA (Германия). Пример динамического радиоспектра солнечной вспышки приведен на рис. 1.8.1. До 80-х гг. прошлого века считалось, что диапазон сантиметровых волн не столь богат разнообразными событиями, как метровый диапазон. Современные радиоспектрографы сантиметрового диапазона, созданные в Швейцарии и в Китае, Рис. 1.8.1. Пример развитого события 25.10.1994 в диапазоне 140–400 МГц, зарегистри рованного радиоспектрографом OSRA (Институт астрофизики, Потсдам, Германия). Вблизи 10:06 UT видны быстро дрейфующие всплески III типа, генерируемые пучками электронов с энергией 30 кэВ. Широкополосное континуальное излучение IV типа сопровождается квазипериодическими пульсациями, обусловленными пульсирующим режимом ускорения элек тронов во вспышке (Зайцев и др. 2005). В верхнем правом углу динамического спектра видна зебра-структура 1.8. Современные наземные и космические методы исследования короны обнаружили весьма разнообразную тонкую структуру радиоизлучения: миллисекунд ные спайк-всплески и пульсации, волокна, зебра-структуру, внезапные поглощения.

Исследование тонкой структуры радиоизлучения чрезвычайно важно для диагности ки параметров вспышечной плазмы и понимания природы активных процессов на Солнце (Флейшман, Мельников, 1998).

Второе направление связано с изучением пространственной структуры солнечного радиоизлучения. Диапазон задач весьма широк: от исследования весьма слабых по потоку и малых по размерам радиоисточников до изучения процессов возникновения активности и ее проявлений на разных уровнях солнечной атмосферы: выбросов корональной плазмы, распространения ударных волн и энергичных частиц. Для этого направления необходимо высокое пространственное разрешение, которое возможно лишь с применением крупных радиотелескопов. Одним из первых инструментов такого типа был радиогелиограф в Кулгуре (Австралия), работающий на частотах 40, 80 и 160 МГц c разрешением несколько угловых минут. С его помощью за период 1968–1980 гг. удалось изучить структуру и динамику целого ряда интересных явлений. Пример источника всплеска II типа показан на рис. 1.8.2.

а б Рис. 1.8.2. Одно из первых изображений источника радиовсплеска II типа на частоте 80 МГц (а), генерируемого ударной волной при вспышке 30 марта 1969 г. в момент 02:50 UT (Wild, Smerd, 1972). Показаны оптический диск Солнца и положение вспышки вблизи лимба (кре стик). Пример динамического спектра всплеска II типа (б). Видны две полосы излучения, основной тон ( p ) и гармоника ( 2p ). Частотное расщепление полос обусловлено тонкой структурой ударной волны Современные радиогелиографы обладают более высоким пространственным и вре менным разрешением (рис. 1.8.3).

Инструменты. Развитие современных технологий позволило совершить большой скачок в создании радиотелескопов. Так, по сравнению с первым радиотелеско пом Карла Янского (1932 г.) чувствительность современных инструментов увели чилась на двенадцать порядков. Подробное описание действующих радиотелескопов можно найти в монографиях (например, Крюгер, 1984;

Алексеев и др., 1990;

Томпсон и др., 2003). Сейчас в мире существует ряд крупных радиотелескопов, проводя щих наблюдения Солнца. Это, в первую очередь, специализированные солнечные интерферометры NoRH (радиогелиограф в Нобеяма, Япония), в Нансэ (радиогелио граф метрового диапазона, Франция) и ССРТ (Сибирский солнечный радиотелескоп, Иркутск). Эпизодически для солнечных наблюдений выделяется время на крупных 118 Гл. 1. Солнце. Общие сведения Рис. 1.8.3. Радиокарты Солнца, полученные на радиогелиографе в Нобеяма (Япония) на частоте 17 ГГц (угловое разрешение 10 ) и на Сибирском радиогелиографе (Институт солнечно-земной физики СО РАН) на частоте 5,7 ГГц (разрешение 20 ) инструментах VLA (Very Large Array, США) и GMRT (Giant Meter Radio Telescope, Индия) (рис. 1.8.4).

На многоцелевом уникальном радиотелескопе РАТАН-600 уже несколько лет проводятся наблюдения в режиме мониторинга (в течение 300 дней в году). Про должаются наблюдательные программы на телескопах OVRO (Owens Valley Radio Observatory, США), радиотелескопе миллиметрового диапазона BIMA (США). Все эти инструменты работают в различных диапазонах волн, различных часовых по ясах и имеют различные характеристики. Для построения адекватной физической картины исследуемых явлений радиоастрономы привлекают данные различных ра диотелескопов и наблюдения обсерваторий, работающих в Космосе.

При наблюдениях в радиодиапазоне получают следующие характеристики источ ников: I[;

x, y, h;

t], где I — вектор параметров Стокса в некотором поле зрения I Q I =.

U V Здесь I характеризует полную интенсивность излучения, Q и U — линейно поля ризованные компоненты, V — компонента круговой поляризации. Параметры Стокса Q Q могут быть представлены в виде, имеющем непосредственный физический смысл:

+ U2 + U2 + V 2 V,,, pl = pc = pt = I I I где pl, pc, и pt — степени линейной, круговой и полной поляризации соответственно.

Пределы измерения параметров, характеризующих радиоизлучение, как было ранее указано, следующие: длина волны — от миллиметров до десятков метров (104 раз или 13 октав), частотное разрешение — от нескольких десятых долей процента до 10 %, с непрерывным (панорамным) анализом спектра или с анализом в отдельных точках частотного диапазона. Время анализа интенсивности I(t) может меняться от периода солнечного цикла до миллисекунд, т. е. диапазон перекры тия по времени 1017. Пространственный анализ I(x, y, h) простирается от структур с размерами в несколько радиусов Солнца (в метровом диапазоне) до источников с размерами порядка долей угловых секунд (диапазон миллиметров и сантиметров).

1.8. Современные наземные и космические методы исследования короны Рис. 1.8.4. Крупные радиотелескопы, применяемые для солнечных исследований. а — радио гелиограф в Нобеяма (Япония);

б — радиогелиограф в Нансэ (Франция);

в — радиогелиограф ССРТ (Россия);

г — VLA (США);

д — GMRT (Индия);

е — РАТАН-600 (Россия) Анализ поляризации I(p) подразумевает в общем случае знание всех четырех па раметров Стокса. Большой динамический диапазон современных инструментов (106 ) позволяет регистрировать поляризованную компоненту излучения как на уровне шумов, так и при мощных всплесках.

Механизмы радиоизлучения. Механизмы радиоизлучения являются основным физическим инструментом для изучения природы процессов в солнечной атмосфе ре на основании данных радионаблюдений. Происхождение радиоизлучения можно отождествить по спектру, поляризации радиоизлучения, а также по другим более тонким характеристикам. Наиболее детально разработаны тепловые механизмы из 120 Гл. 1. Солнце. Общие сведения лучения, т. е. механизмы излучения равновесной плазмы с максвелловским рас пределением частиц по скоростям. Самым распространенным среди них является тепловой тормозной механизм (bremsstrahlung), предполагающий, что излучение возникает вследствие соударения электронов с ионами. Механизм позволяет опреде лять плотность и кинетическую температуру плазмы. В магнитном поле тормозное излучение тепловой плазмы становится поляризованным. Это обстоятельство исполь зуется в диагностике магнитного поля солнечной атмосферы по измерениям наклона спектра = ( lg Tя )/( lg ) и степени круговой поляризации pc оптически толстого радиоисточника (Богод, Гельфрейх, 1972):

B(Гс) 107pc ()1.

Здесь — длина волны в см, pc выражена в процентах, Tя — яркостная температура излучения. На основании этой формулы по данным РАТАН-600 на волнах 2–4 см удалось впервые измерить величину магнитной индукции во флоккулах на уровне верхней хромосферы и переходной области, B = 20–60 Гс.

Гиромагнитное излучение возникает при ускорении электронов, которое они ис пытывают при вращении в магнитном поле. При тепловых скоростях электронов это излучение носит тепловой характер и происходит на низких гармониках гирочастоты электронов. Такое излучение называется также циклотронным (или магнитотормоз ным) и наблюдается в атмосфере Солнца над пятнами при температуре T = 106 К и магнитном поле B 1000 Гс. В циклотронное излучение наибольший вклад дают первые три-четыре гармоники гирочастоты электронов. Оно характеризуется сильной круговой поляризацией, знак которой позволяет определять направление продольного магнитного поля (Железняков, 1977, 1997). Указания на обнаружение циклотронных линий излучения активных областей Солнца приведены в работе Богода и др. (2000).

Нетепловые механизмы характерны для спорадического излучения солнечной плазмы. Гиромагнитное нетепловое излучение на высоких гармониках гирочастоты электронов возникает при наличии ускоренных электронов с энергией от 10 кэВ до нескольких МэВ. Такой механизм называется гиросинхротронным и привлекается при изучении радиоизлучения вспышек (Dulk, Marsh, 1982;

Флейшман и Мельников, 2003).

Плазменное нетепловое излучение представляет собой двухступенчатый процесс.

На первом этапе происходит когерентное возбуждение плазменных волн энергич ными электронами с неравновесной функцией распределения по скоростям. На втором этапе плазменные волны трансформируются в электромагнитные с часто той вблизи электронной плазменной частоты или ее гармоник. В условиях короны плазменный механизм реализуется в виде быстродрейфующих всплесков III типа, генерируемых пучками сверхтепловых электронов, всплесков II типа, за генерацию которых ответственны ударные волны, и всплесков IV типа с разнообразной тонкой структурой излучения, генерируемых популяцией энергичных частиц, захваченных в корональных арках — космических магнитных ловушках (Железняков, 1977, 1997). Плазменный механизм широко привлекается не только для интерпретации солнечного радиоизлучения, но и радио всплесков на звездах (Dulk, 1985;

Bastian et al., 1990;

Stepanov et al., 1999). К нетепловым механизмам относится также излучение электронного циклотронного мазера (ЭЦМ), генерируемого энергичными электронами, захваченными в корональные арки. ЭЦМ генерирует электромагнитные волны вблизи гармоник гирочастоты электронов sc, s = 1,2, 3,... и преобла дает над плазменным механизмом в достаточно сильном магнитном поле, c p 107 K) вспышечных арках существует (Wu, Lee 1979;

Dulk, 1985). В горячих (T проблема выхода излучения ЭЦМ из-за циклотронного поглощения волн тепловой плазмой. Дело в том, что в корональных арках ЭЦМ генерирует волны вблизи 1.8. Современные наземные и космические методы исследования короны направления, перпендикулярного магнитному полю, но именно в этом направлении радиоволны полностью поглощаются тепловой плазмой. Имеются лишь узкие «окна выхода» излучения вдоль магнитного поля (Stepanov et al., 1999). Зайцев и др.

(2005) предложили механизм выхода радиоизлучения ЭЦМ, состоящий в том, что при достаточно высоком уровне излучения электромагнитных волн индуцированное рассеяние волн на ионах тепловой плазмы приводит к образованию конденсата из ЭЦМ-излучения с направлениями волновых векторов вблизи направления магнитно го поля. В результате ЭЦМ-излучение выходит через окна прозрачности.

Переходный механизм излучения энергичных электронов в плазме со случайными неоднородностями плотности также может давать определенный вклад в нетепловое радиоизлучение солнечных вспышек вблизи плазменной частоты электронов. Этот механизм объясняет наблюдаемое континуальное излучение в дециметровом диапа зоне при уровне мелкомасштабных неоднородностей 106 –107 (Флейшман, 2001).

Наблюдательные объекты солнечной радиоастрономии. Радиоастрономия эволюционировала от накопления данных о характеристиках изучения отдель ных компонент (излучение спокойного Солнца, медленно меняющаяся компонента, всплески) к детальной диагностике плазмы солнечной атмосферы, исследованию тонких структурных образований в атмосфере Солнца и происходящих в них про цессов. Больших успехов радиоастрономия достигла в изучении всплесковой спора дической компоненты радиоизлучения: обнаружение и локализация миллисекундных спайк-всплесков радиоизлучения (Флейшман, Мельников, 1998), тонкая и сверхтон кая структура излучения вспышек в метровом и сантиметровом диапазонах длин волн (Chernov, 2006). Это способствовало пониманию природы всплесков, т. е. по ниманию физики ускорения частиц, генерации ударных волн, нагреву плазмы при солнечных вспышках. В связи с работами по сопоставлению радиоастрономических данных с измерениями в других диапазонах (оптикой, рентгеном, ультрафиолетом) в радиоастрономии развились такие новые направления как изучение корональных выбросов масс (Grechnev et al., 2006), исследования хромосферной сетки, ярких рентгеновских точек, спикул и микровспышек.

Радиотомография. Возможность построения трехмерного изображения атмо сферы Солнца или отдельной активной области лежит в основе метода радио томографии. Электронная плазменная частота p = (4e2 n(h)/m)1/2 определяется, как известно, концентрацией электронов в солнечной атмосфере n(h). Ее величина падает с высотой, ограничивая снизу частоты электромагнитных волн, распростра няющиеся в плазме p. Поэтому спектр радиоизлучения спокойной солнеч ной атмосферы отражает распределение плотности плазмы с высотой. В настоящее время предложены различные методы радиотомографии. В частности, эмиссионная томография использует зависимость оптической толщины от длины волны по лучу зрения (Гребинский и др., 2000). Для крупного радиотелескопа VLA был разрабо тан оригинальный метод стереоскопии с целью изучения вертикальной структуры активной области (Aschwanden et al., 1995). Радиотомография позволила уточнить распределение плотности плазмы с высотой в короне и в активных областях.

Вспышки, корональные выбросы масс, источники солнечного ветра.

Природа накопления и высвобождения энергии во вспышках является одной из основных проблем солнечной физики. Большинство современных моделей вспышек исходят из того, что источником энергии вспышки является энергия магнитного поля. Однако до настоящего времени нет полного понимания процессов накопления энергии в активных областях перед вспышками, не ясно, какова энергоемкость активной области и каковы наблюдательные возможности раннего прогнозирования начала вспышки, ее длительности и мощности. Исследование корональных выбросов 122 Гл. 1. Солнце. Общие сведения массы (КВМ) и вспышек показало, что эти явления могут происходить и независимо друг от друга, т. е. наблюдаются вспышки без КВМ и КВМ без вспышек.

Детальный спектральный и поляризационный анализ радиоизлучения активной области дает возможность изучать ее трехмерную структуру. При этом наблюдаются такие особенности, как, например, инверсия знака круговой поляризации по частотному диапазону, радиоисточники с растущим и падающим наклонами спектра излучения по частоте (Grechnev et al., 2006). Некоторые наблюдения (Богод и др., 2000) указывают на обнаружение циклотронных линий в излучении — мощного инструмента для анализа физических условий во вспышечной плазме.


Таким образом, радиоастрономический метод весьма перспективен для прогноза вспышек и КВМ, но требует улучшения спектральных и пространственных характе ристик радиотелескопов.

Существуют источники медленных стационарных потоков солнечного ветра пред сказанных Паркером в 1958 г. и обнаруженных спустя год космическими аппаратами «Луна». Для задач космической погоды особо важно понимание происхождения высокоскоростных потоков солнечного ветра. Установлено, что рекуррентные ско ростные потоки солнечного ветра связаны с экваториальными корональными дырами, вращающимися вместе с Солнцем. Радионаблюдения указывают на пониженную температуру плазмы в корональных дырах, т. е. можно определять время появления корональных дыр на диске по измерению радиодиаметра диска Солнца. Открытые магнитные поля в корональных дырах способствуют истечению высокоскоростного солнечного ветра. Тем не менее, природа источников энергии такого истечения до сих пор неясна. Корональные выбросы масс являются источником кратковременных спорадических возмущений, создавая ударные волны в солнечном ветре. Корре ляция КВМ со вспышками предполагает объединение методик прогнозирования вспышек и методов детектирования КВМ.

Таким образом, радиоастрономия позволяет расширить возможности изучения солнечной плазмы. К сожалению, эти исследования в настоящее время в значи тельной мере ограничены отсутствием адекватных инструментов. На первый взгляд в мире существует большое разнообразие радиоастрономических инструментов, од нако при решении актуальных задач физики Солнца выясняется, что возможно сти радиоастрономии реализованы далеко не полностью. Исторически сложилась ситуация, когда радиоастрономия в стремлении достичь предельных параметров в изучении Вселенной создала инструменты с высокой чувствительностью и высоким пространственным разрешением, тем не менее, не создав адекватного инструмента для изучения чрезвычайно разнообразной и сложной физики плазмы солнечной атмосферы. Между тем, технические требования к радиогелиографу, необходимые для прогресса в физике Солнца, достаточно высоки. Необходимо обеспечить широкое перекрытие по диапазону длин волн, по пространственному, частотному и временно му разрешениям, по точности поляризационных измерений, большому полю зрения, динамическому диапазону.

В последние годы наметились положительные тенденции в совершенствовании радионаблюдений Солнца. Так, в США начато проектирование нового солнечного радиогелиографа FASR (Frequency Agile Solar Radiotelescope). Основные параметры будущего инструмента таковы (Bastian, 2003):

диапазон 30 МГц–30 ГГц, спектральное разрешение 0,1–3 %, угловое разрешение до 1, поле зрения до 10 радиусов Солнца, регистрируемые параметры Стокса I, Q, U, V, временное разрешение 10 мс. Китай также объявил о создании подобного радиогелиографа.

В России проводится модернизация существующих крупных инструментов. В Ин ституте солнечно-земной физики (Иркутск) модернизируется схема построения ра 1.9. Высокоэнергичное нейтральное излучение Солнца диоизображения 256-элементного Сибирского солнечного радиотелескопа (ССРТ), к существующему диапазону 5,7 ГГц добавляются четыре новых диапазона. На РАТАН-600 вступил в строй уникальный поляризационный радиоспектрограф с раз решением 1 % в диапазоне 6–18 ГГц и ведется работа по аналогичному заполнению спектра в диапазонах 18–30 ГГц и 1–6 ГГц.

1.9. Высокоэнергичное нейтральное излучение Солнца А. Б. Струминский Введение. Наблюдения линейчатого гамма-излучения и нейтронов позволяют ис следовать взаимодействие с мишенью релятивистских и суб-релятивистских ионов, то гда как жесткое рентгеновское и непрерывное гамма-излучения являются средством диагностики взаимодействия с мишенью релятивистских и суб-релятивистских элек тронов. Условная граница между жестким рентгеновским и гамма-диапазонами про ходит на энергии в 300 кэВ. Детекторы рентгеновского и гамма-излучения появились на первых спутниках с целью регистрации ядерных взрывов вероятного противника.

Одновременно с этим стало понятно, что рентгеновская и гамма-астрономия, которая была недоступной из-за непрозрачности атмосферы Земли в этом диапазоне энергий, становится реальной задачей (Джаккони, 2004). Для ее решения было необходимо создать адекватные детекторы и физические модели для интерпретации наблюдений.

Факт, что близко к моменту времени солнечных вспышек происходит ускорение протонов и электронов до релятивистских энергий известен уже более 60 лет.

Наземные наблюдения космических лучей показали, что некоторые H -вспышки сопровождаются ростом интенсивности космических лучей (см. Дорман и Мирош ниченко, 1968 и ссылки там), но ни эти, ни последующие наблюдения возрастаний интенсивности протонов в межпланетном пространстве не доказывали факта их ускорения непосредственно в солнечных вспышках. Об ускорении электронов до ре лятивистских энергий в солнечных вспышках свидетельствовали всплески радиоиз лучения Солнца, известные с середины 40-х гг. прошлого века (см. Железняков, и ссылки там). Однако первые электроны, отождествленные как солнечные, были зарегистрированы в межпланетном пространстве только в 1964–1965 гг. (Anderson, Lin, 1966). С большой степенью вероятности можно было ожидать, что солнечные вспышки будут источником жесткого рентгеновского и гамма-излучения (Chupp, 1964;

Bland, 1966). Поток жесткого рентгеновского и гамма-излучения от спокой ного Солнца чрезвычайно мал и его абсолютная величина нам неизвестна. Только в 2007 г. были опубликованы первые экспериментальные пределы по наблюдениям в диапазоне 3–200 кэВ (Hannah et al., 2007).

Изучение жесткого рентгеновского и гамма-излучения является в большей степе ни задачей ядерной астрофизики (физики космических лучей), а не предметом чистой астрофизики плазмы. Ускорение частиц до релятивистских энергий на Солнце пред ставляет собой экстремальное поведение плазмы, а наблюдения нетеплового электро магнитного излучения Солнца являются единственным способом диагностики такого плазменного ускорителя. Поэтому, обсуждая вопросы физики солнечной плазмы, необ ходимо остановится на особенностях ее высокоэнергичного излучения. Жесткое рент геновское и микроволновое излучение генерирует одна и та же популяция нетепловых электронов, но в разных физических процессах, поэтому их совместное исследование представляет особый интерес (см. разд. 1.9.2, а также Lin, 2006).

Ниже мы коротко обсуждаем механизмы генерации жесткого нетеплового из лучения Солнца и методы его детектирования, делаем обзор достижений гамма и рентгеновской астрономии Солнца за последние три цикла активности. В конце 124 Гл. 1. Солнце. Общие сведения раздела сформулированы требования к солнечной космической обсерватории буду щего. Для дальнейшего знакомства с предметом можно порекомендовать превосход ные англоязычные обзоры, которые отражают представления на начало 22 цикла солнечной активности — (Chupp, 1983;

Ramaty, Murphy, 1987);

подводят итоги наблюдениям в 22 цикле (Vilmer, 1994;

Hudson, Ryan, 1995;

Ramaty, Mandzhavidze, 1999);

акцентируют внимание на последних результатах 23 цикла (MacKinnon, 2006;

Share, Murphy, 2006;

Murphy, 2007).

Механизмы генерации. Механизмы генерации нейтрального высокоэнергичного излучения Солнца (нейтроны и -кванты) приведены в табл. 1.9.1. Это вторичное Т а б л и ц а 1.9. Механизмы генерации нейтронов и -квантов в солнечных вспышках Наблюдаемые Энергия первичного Излучение Процесс в атмосфере Солнца фотоны или иона или электрона нейтроны на Солнце Непрерывный Тормозное излучение нетепло 20 кэВ–10 МэВ 20 кэВ–1 ГэВ ЭМ-спектр вых электронов При ядерных Взаимодействие ускоренных Линии 1–100 МэВ/нуклон переходах ионов He(, n)7 Be 0,429 МэВ He(, p)7 Li 0,478 МэВ Ne(p, p )20 Ne 1,634 МэВ C(p, p )12 C 4,438 МэВ O(p, p )16 O 6,129 МэВ Высокоэнергичные нейтроны При захвате 2,223 МэВ 1–100 МэВ/нуклон H(n, )2 H нейтрона Излучение е+ при + -, + При аннигиля 511 кэВ 1–100 МэВ/нуклон ции позитрона распадах C(p, pn)11 C 11 B + e+ + ортопозитроний p + p +... + + e+ континуум и далее e+ + e 2 511 кэВ e+ + e 2 e+ + e 2P s + he+ + 1 H P s + p P s 2, Генерация 0, ± ускоренными частицами p + p 0, ±..., При распаде и далее 0 2, ± 10 МэВ–3 ГэВ 0,2–10 ГэВ -мезона ± e± e+ brem, ann ;

e brem Взаимодействие ускорен Нейтроны ных частиц 4 He(p, pn)3 He При распаде в космосе 10 МэВ–1 ГэВ p + p + n +...

нейтронов (10–500 МэВ) Ne(, n)25 Mg Каскад КЛ в атмосфере 0,1–10 ГэВ (0,1–10 ГэВ) Протоны (20–200 МэВ) 20–400 МэВ от распада ней тронов 1.9. Высокоэнергичное нейтральное излучение Солнца излучение, вызванное распространением и взаимодействием нетепловых заряженных частиц в атмосфере Солнца. Поэтому регистрация высокоэнергичного нейтрального излучения Солнца (его компонент, абсолютных интенсивностей, временных профи лей, спектров и поляризации) позволяет в принципе судить о свойствах первичных частиц (составе, энергетическом спектре, направленности) и условиях в области взаимодействия (составе мишени, плотности, температуре). Все это, в свою оче редь, дает возможность делать выводы о процессах ускорения и энерговыделения (рис. 1.9.1).

Рис. 1.9.1. Схематическое представление возможностей диагностики процессов энерговыделе ния и ускорения в солнечных вспышках с помощью наблюдаемого излучения Солнца Схематическое представление о вкладе различных компонент солнечного рент геновского и гамма-излучения в спектр электромагнитного излучения показано на рис. 1.9.2.

Принцип детектирования. Принцип детектирования высокоэнергичного ней трального излучения (нейтроны, рентгеновские и гамма-кванты) заключается в кон версии нейтральных частиц в заряженные (Мухин, 1983). Взаимодействие высоко энергичных квантов ЭМ-изучения с веществом в зависимости от их энергии может происходить с той или иной степенью эффективности за счет фотоэффекта, комп тоновского рассеяния или рождения электрон-позитронных пар. Нейтрон должен первоначально быть захвачен ядром мишени или распасться, чтобы затем были зарегистрированы продукты распада.


126 Гл. 1. Солнце. Общие сведения Рис. 1.9.2. Схематическое представление о вкладе различных комонент рентеновского и гамма излучения, интенсивности I умножены на E 2 (Hudson, Ryan, 1995). Отметим, что не все эти компоненты детектируются одновременно во всех событиях Газовые (гейгеровские) счетчики и полупроводниковые детекторы непосредствен но регистрируют вторичные заряженные частицы, а сцинтилляционные детекторы — их ЭМ-излучение. Развитие рентгеновских и гамма-детекторов, устанавливаемых на космических аппаратах, происходило с целью улучшения их энергетического, пространственного и временного разрешения. При этом требования по массе и га баритам, накладываемые производителями ракетно-космической техники, зачастую диктовали наблюдательные ограничения того или иного космического аппарата (КА).

На многих КА устанавливались малогабаритные сцинтилляционные детекторы на основе кристаллов CsI(Tl) и NaI(Tl), которые имеют разрешение по энергии около 10 %, что явно недостаточно для прецизионной гамма-спектроскопии. Использование кристаллов германия с хорошим разрешением по энергии (менее 1 %) долгое время считалось нецелесообразным из-за необходимости охлаждения детектора до азотных температур (для уменьшения темнового тока полупроводникового детектора). В на стоящее время наилучшие результаты по гамма-спектроскопии солнечных вспышек получены именно с использованием криогенных полупроводниковых детекторов на борту КА RHESSI (Share et al., 2004) и INTEGRAL (Kiener et al., 2006).

Точное знание функций отклика детектора позволяет вычислять абсолютные потоки рентгеновских и гамма-квантов в зависимости от энергии (спектр первичного излучения). Для получения функций отклика детектора на приход различных частиц проводят его калибровки на известных источниках и строят численные модели (см. например, Schanne et al., 2002). Неправильные или неаккуратные калибровки детекторов могут приводить к недоверию и неприятию наблюдательных данных, что, например, произошло с гамма-детектором КА «Yohkoh» и потребовало новую калибровку уже после окончания полета (Sato et al., 2006).

Методы получения изображений. Методы получения изображений заклю чаются в создании кодирующиими масками пространственно промодулированно го сигнала, который регистрируется пространственно чувствительным детектором (ПЗС-матрицей). По этим данным можно восстановить изображение источника с по мощью пространственного преобразования Фурье. Обычно используется несколько алгоритмов восстановления изображений, что позволяет оценивать их достоверность.

1.9. Высокоэнергичное нейтральное излучение Солнца Первые изображения в жестком рентгеновском диапазоне были получены на КА «Yohkoh» (Uchida et al., 1993), а в гамма-диапазоне на КА RHESSI (Lin et al., 2002).

Исследование поляризации. В основе метода измерения поляризации лежит различие свойств томсоновского рассеяние поляризованных и неполяризованных фотонов. Для неполяризованного излучения вероятность рассеяния под различными углами одинакова и детекторы, расположенные вокруг рассеивателя под разными углами будут регистрировать одинаковую интенсивность. В случае поляризованного излучения большинство фотонов рассеивается перпендикулярно плоскости поляри зации и в разных парах детекторов должна наблюдаться неодинаковая интенсив ность счета рассеянных квантов. Моделирование отклика прибора на излучение с различной поляризацией позволяет решать обратную задачу и определять степень поляризации по измеренной скорости счета (Житник и др., 2006).

Особенности детектирования нейтронов. Анализ формы импульса в сцинтил ляторе позволяет выделять приход нейтронов из общего фона гамма-квантов. Время жизни нейтрона до распада составляет 887 с, поэтому большая часть солнечных нейтронов с энергией менее 50 МэВ успевает распасться и на орбите Земли регистри руется только достаточно энергичная часть их спектра. Впервые солнечные нейтроны были отождествлены в наблюдениях на спутнике SMM 21 июня 1980 г. (Chupp et al., 1982). Свойства некоторых возрастаний интенсивности протонов и электронов в межпланетном пространстве указывают на регистрацию продуктов распада первич ных солнечных нейтронов (Droge et al., 1995;

Kocharov et al., 1995).

Солнечные нейтроны с энергией более 100 МэВ генерируют в атмосфере Земли ядерный каскад, вторичные частицы такого каскада могут быть зарегистрированы благоприятно расположенными нейтронными мониторами (НМ). Наблюдение сол нечных нейтронов на поверхности Земли наиболее вероятно при минимальном фоне вторичных космических лучей и минимальной толщине атмосферы. Этим условиям соответствуют экваториальные НМ, расположенные высоко в горах, и моменты времени вблизи местного полудня. Впервые солнечные нейтроны наблюдались НМ Юнгфрауйох в событии 3 июня 1982 г. (см. Chupp et al., 1987 и ссылки там).

Интегральный счет детектора солнечных нейтронов за промежуток времени (t2, t1 ) может быть вычислен по формуле:

t2 E S E, T D/c/( 1 1) P (E)Y (E)dEdT /D2, N (t1, t2 ) = t1 E где S(E, T ) — функция источника нейтронов на Солнце, зависящая от энергии нейтрона E и времени на Солнце T, P (E) — вероятность не распасться за время полета, Y (E) — чувствительность детектора к нейтронам определенной энергии, и D — расстояние между Солнцем и Землей. Для количественной интерпретации временных профилей таких возрастаний необходимо знать, как развивается каскад вторичных частиц в атмосфере и функцию отклика НМ на него, а также делать не всегда однозначные предположения о зависимости функции источника от энергии и времени (Struminsky et al., 1994;

Watanabe et al., 2006).

Связь между различными видами излучения. При наблюдении высокоэнер гичного нейтрального излучения Солнца основным объектом исследования являются солнечные вспышки (см. разд. 1.5). На рис. 1.9.1 (Chupp, 1983) показана схема их возможной ЭМ-диагностики. В последнее время становится ясно, что только с ис пользованием одновременных наблюдений во всех диапазонах ЭМ-излучения можно пытаться найти ответы на ключевые вопросы физики солнечных вспышек, такие как что, где, когда и сколько ускорялось в момент солнечных вспышек. Для правильной 128 Гл. 1. Солнце. Общие сведения интерпретации наблюдательных данных необходимо иметь ясные физические модели и представлять их наблюдательные следствия. С одной стороны, наблюдения дают основу для построения адекватных физических моделей, а с другой стороны, зная наблюдательные следствия физических моделей можно активно развивать будущие космические эксперименты.

Рассмотрим связь различных видов излучения в рамках простейшей (испаритель ной) модели однопетлевой солнечной вспышки (см. разд. 1.5 и рис. 1.9.3). В этой Рис. 1.9.3. Схематическое представление модели стохастического ускорения, которая вероятно соответствует солнечным вспышкам. Линии показывают возможную конфигурацию магнитно го поля, а пена изображает турбулентность или плазменные волны, которые генерируются при магнитном пересоединении модели первичное энерговыделение происходит вблизи вершины арки (возможно, за счет пересоединения). Ускоренные протоны и электроны достаточно быстро рас пространяются вниз и взаимодействуют с плазмой в основаниях петли, генерируя жесткое рентгеновское и гамма-излучение и нагревая плазму (импульсная фаза).

Нагретая плазма поднимается вверх и заполняет весь объем арки (взрывная фаза).

Горячая плазма арки длительное время излучает в мягком рентгеновском диапазоне, постепенно теряя энергию (главная фаза). В этом случае энергия FSXR (t), излучаемая в мягком рентгеновском диапазоне в некоторый момент времени, будет пропорцио нальна полной энергии электронов, ускоренных к этому моменту времени. В свою очередь, поток излучения в жестком рентгеновском — FHXR (t) и микроволновом диа пазоне (гиросинхротронное радиоизлучение) — FGRE (t) пропорциональны количеству электронов. Поэтому можно записать соотношение:

t t FSXR (t) FHXR (t )dt FGRE (t )dt.

t0 t Дифференцируя это соотношение по времени, мы получаем, что временной профиль производной интенсивности излучения в мягком рентгене должен себя вести как временной профиль жесткого рентгеновского или микроволнового излучения:

d F (t) FHXR (t) FGRE (t).

dt SXR 1.9. Высокоэнергичное нейтральное излучение Солнца Такое соотношение было впервые отмечено Нойпертом для случая микроволнового излучения (Neupert, 1968) и впоследствии было обобщено и для жесткого рентге новского излучения, получив название эффекта Нойперта.

Факт, что эффект Нойперта не выполняется примерно в 50 % длительных солнеч ных вспышек отмечался уже неоднократно (см. Veronig et al., 2005 и ссылки там).

В статье (Feldman, 1990) приведены аргументы в пользу того, что мягкий и жесткий рентген никак не связаны между собой, хотя и излучаются в ходе одной и той же вспышки. Более сложная эмпирическая модель эффекта Нойперта, например, рассматривается в работе (Veronig et al., 2005). Авторы предлагают ряд причин, по которым может не выполняться эффект Нойперта: 1) нетепловые электроны не единственный и не главный механизм нагрева плазмы;

2) нагрев зависит от спектра электронов и его нижнего предела;

3) важна геометрия источника, которая неизвест на;

4) длительные события представляют собой цепочку импульсных событий.

Результаты наблюдений высокоэнергичного нейтрального излучения Солн ца. Активность исследователей солнечных вспышек промодулирована 11-летними циклами солнечной активности. Принципиальные результаты, полученные в одном цикле солнечной активности, определяют новые научные и технические задачи для создания наземных установок и космических аппаратов в последующие циклы.

В каждом солнечном цикле можно выделить несколько солнечных вспышек, которые стали определенными вехами в изучении высокоэнергичного нейтрального излучения Солнца. Основные наблюдательные результаты и некоторые характеристики КА, на которых они были получены, представлены в табл. 1.9.2.

Впервые гамма-линии солнечного излучения наблюдались во вспышках 4 и августа 1972 г. с борта КА OSO-7 (Chupp et al., 1973). На основе этих данных были сделаны оценки спектра ускоренных частиц, которые взаимодействовали на Солнце (Ramaty et al., 1975). Излучение гамма-линий во вспышках августа 1972 г. также наблюдалось советско-французким инструментом СНЕГ на борту советского КА «Прогноз-2» (см. Альберн и др., 1977 и ссылки там). Поиск солнечных нейтронов, которые должны сопровождать гамма-излучение, не дал положительных результатов в этих событиях.

В максимуме 21-го цикла были запущены спутники SMM (Solar Maximum Mission) и «Hinotori» с детекторами высокоэнергичного нейтрального излучения.

Эти миссии совершили настоящую революцию в солнечной астрофизике высоких энергий. Оказалось, что вблизи максимума солнечной активности гамма-вспышки являются достаточно обыденным явлением, что противоречило даже самым опти мистичным ожиданиям. За время активного существования инструменты «Hino tori» зарегистрировали около 40 вспышек с энергией фотонов более 300 кэВ, а гамма-спектрометр (GRS) SMM — более 258 вспышек с энергией более 2300 кэВ.

Однако количество событий, в которых были зарегистрированы гамма-линии, было примерно на порядок меньше. Это неожиданно большое число высокоэнергичных событий позволило перейти от исследования отдельных больших событий к ста тистическому анализу всей совокупности данных (напр., Bai, 1986).

Спутник SMM был запущен на круговую орбиту 570 км 14 февраля 1980 г. Спектрометр гамма-излучения работал практически без больших перерывов до входа КА в атмосферу ноября 1989 г. Данные собирались рутинным образом на каждой 90-минутной орбите. Поток непрерывных данных прерывался только тогда, когда спутник находился в районе Бразильской магнитной аномалии. В эти периоды времени высоковольтная аппаратура выключалась, чтобы избежать нежелательного влияния высокого радиационного фона. Также измерения прерыва лись на 5 мин для калибровки прибора, в начале полета это происходило дважды на каждой орбите, сразу после захода Солнца и непосредственно перед восходом Солнца. В конце полета 5 Плазменная гелиогеофизика 130 Гл. 1. Солнце. Общие сведения Т а б л и ц а 1.9. Основные результаты наблюдений, полученных с космических аппаратов Космический аппарат Период Детектор, Орбита Ссылки и его главный результат наблюдений диапазон 1 кэВ–10 МэВ, OSO-7. Регистрация сол- 29.09.1971– Chupp et al., разрешение 7,8 % нечных гамма-линий 09.07.1974 при 662 кэВ SMM. Регистрация сол GRS Chupp et al., 90 мин, нечных нейтронов, гам- 14.02.1980– 0,3–9.0 МэВ 1982;

Forrest ма-квантов от 570 км 02.12. 10–100 МэВ et al., распада пионов GRANAT. Наблюдение 4 сут., Barat et al., гамма-линий от корональ- 01.12.1989– PHEBUS 500 км— 1994;

Ranaty ного источника 27.11.1998 0,1–100 МэВ, 200 000 км et al., 01.06. 90 мин, CGRO Регистрация дли Ramaty et тельного гамма-излучения 450 км, 1990–2000 BATSE al., наклон в июне 1991 г.

Murphy et OSSE al., Kanbach et EGRET al., Rank et al., COMTEL GAMMA-1. Регистрация 11.07. длительного гамма-излу- 92,30 мин, Akimov et 1388 дней чения 15 июня 354 км al., полета 1991 г.

«Yohkoh». Визуализация 90 мин, Masuda, 01.10.1991– HXR 570–730 км, коронального источника;

1994;

Share 14.12.2001 13,9–92,8 кэВ наклон 31, жесткого рентгена et al., СОНГ, Нейтро КОРОНАС-Ф. Солнечные 95 мин, Апогей ны 20 МэВ, и межпланетные протоны, 545 км, перигей 31.06.2001– Кузнецов 30 кэВ–100 МэВ, одна популяция частиц, 460 км, наклон 06.12.2005 и др., СПР-Н 82, 20.01. 20–100 кэВ RHESSI. Визуализация Круговая орбита, 05.02.2002– Lin et al., 400 кэВ–20 МэВ источника гамма-излу- 600 км, наклон наст.

чения время SPI INTEGRAL. Вариации 17.10.2002– 20 кэВ–8 МэВ 72 ч, от 9000 км Kiener et al., спектра наст. чувствитель до 155 000 км 28 октября 2003 г. время ность 500 при 1 МэВ Длительное излучение Наземные 1957–наст. Нейтроны Struminsky нейтронов 04.06.1991 детекторы время 100 МэВ et al., 1.9. Высокоэнергичное нейтральное излучение Солнца частота калибровок была уменьшена до одного раза за 24 часа. Итогом работы SMM стал атлас гамма-вспышек Солнца (Vestrand et al., 1999).

События 21 июня 1980 г., когда впервые наблюдался приход прямых солнечных нейтронов с энергией более 50 МэВ (Chupp et al., 1982), и 3 июня 1982 г., когда впервые были зарегистрированы гамма-кванты от распада пионов (Forrest et al., 1986), являются ключевыми в истории наблюдения SMM. Событие 3 июня 1982 г.

примечательно своим сложным временным профилем. Это было первым свидетель ством, полученным в гамма-диапазоне, о существовании второго и длительного этапа ускорения, которое характеризуется преобладанием ионов c очень жестким спектром с энергией более 1000 МэВ и дефицитом электронов.

Первая фаза вспышки 3 июня 1982 г. была аналогична другим вспышкам с гамма-линиями, в которых основная часть частиц взаимодействует и теряет энер гию на Солнце, а вторая фаза соответствовала вспышкам, в которых инжектируются частицы в межпланетное пространство, но не генерируется наблюдаемое излуче ние нейтронов и гамма-квантов (Ramaty, Marphy, 1987). В этом событии вторая фаза наблюдалась только благодаря очень жесткому спектру протонов, который привел к эффективной генерации -мезонов. Две фазы ускорения могут быть свя заны с двумя классами вспышек, предложенных Кэйн (Cane et al., 1986). Первый класс вспышек, возможно, связан с импульсным энерговыделением в компактном источнике низко в короне. Второй класс (двухленточные) соответствует длительным рентгеновским вспышкам в протяженных областях высоко в короне. Ускорение во второй фазе должно происходить на ударных волнах в солнечной короне (Bai, 1986). Эта точка зрения легла в основу так называемой «современной парадигмы»

происхождения солнечных высокоэнергичных частиц в межпланетном пространстве (Reames, 1999).

В 22 цикле солнечной активности КА SSM продолжил наблюдения. Гамма излучение от вспышки 29 сентября 1989 г., произошедшей за западным лимбом Солнца, рассмотрено в работе (Vestrand, Forrest, 1993). Зарегистрированный спектр гамма-излучения показал интенсивность линии захвата нейтронов намного больше, чем ожидалось от залимбового точечного источника. Это можно объяснить наличием пространственно распределенного источника, который отличается от компактного источника, работающего в импульсной фазе. В случае события 29 сентября 1989 г.

область гамма-излучения должна была простираться более чем на 30 по поверхности Солнца. Такой распределенный источник мог быть сформирован как диффузией из компактного импульсного источника, так и диффузией в нижнюю атмосферу Солнца из области ускорения вблизи ударной волны КВМ.

После окончания миссии SMM и до запуска специального солнечного спутника «Yohkoh»

основные результаты по исследованию Солнца были получены астрофизическими обсерватори ями GRANAT, CGRO и GAMMA-1, которые были созданы для измерения слабых космических источников и были намного чувствительнее, чем солнечные инструменты. Во время серии мощных солнечных вспышек в июне 1991 г. Солнце было выбрано в качестве главного объекта наблюдений этих астрофизических обсерваторий. Благодаря этому, было открыто длительное (более часа) гамма-излучение солнечных вспышек (см. обзоры Hudson, Ryan, 1995;

Ryan, 2000).

Первой из серии вспышек июня 1991 г. наблюдалась длительная залимбовая вспышка 1 июня 1991 г. (Barat et al., 1994). Согласно анализу (Ramaty et al., 1997) гамма-излучение соответствовало оптически тонкой мишени и кратковременному пребыванию ускоренных частиц в области взаимодействия (nH 2,5 · 109 см3 · с).

В составе ускоренных ионов преобладали тяжелые элементы, что ранее считалось характеристикой импульсных вспышек. Самым поразительным и неожиданным было 5* 132 Гл. 1. Солнце. Общие сведения наблюдение более 8 ч гамма-излучения от распада пионов во вспышке 11 июня 1991 г. (рис. 1.9.4) (Kanbach et al., 1993). Оно могло быть результатом непрерывного ускорения или захвата взаимодействующих частиц (Mandzhavidze, Ramaty, 1992;

Ramaty, Mandzhavidze, 1999). Вспышка 4 июня 1991 г., которая была даже бо лее интенсивной, чем 11 июня 1991 г., не наблюдалась инструментом EGRET, но была в поле зрения другого инструмента CGRO/OSSE. Совместный анализ данных OSSE и нейтронного монитора Норикура июня 1991 г. профилей позволил сделать вывод о длительной генерации нейтронов в двух эпизодах, причем в каждом эпизо де генерировались нейтроны с различным спектром (Struminsky, et al., 1994). Дли тельное гамма-излучение другого события из этой серии, 15 июня 1991 г., было ис следовано в работе (Akimov et al., 1996) по данным CGRO/COMTEL и GAMMA- и был сделан вывод о необходимости уско Рис. 1.9.4. Пример регистрации прибо- рения в постэруптивной фазе. Процессы ром EGRET CGRO длительного гамма- ускорения и удержания частиц в системе излучения в событии 11 июня 1991 г. Бес- послевспышечных петель являются альтер прецедентная длительность такого излуче нативой преимущественному ускорению ча ния требует длительного удержания ча стиц, наблюдаемых в межпланетном про стиц в короне (аналогично радиационным странстве, на ударной волне коронального поясам Земли) или длительного и непре выброса массы (КВМ).

рывного ускорения после импульсной фа Осенью 1991 г. был запущен специ зы (Hudson, Ryan, 1995) альный КА для исследования Солнца — «Yohkoh». Главным результатом этой миссии стало создание динамичного образа активного Солнца благодаря наблюдениям в мягком рентгеновском диапазоне и полу чение первых изображений вспышек в жестком рентгеновском диапазоне ( 30 кэВ).



Pages:     | 1 |   ...   | 3 | 4 || 6 | 7 |   ...   | 25 |
 





 
© 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.