2
ОГЛАВЛЕНИЕ
Стр.
ГЛАВА 1. Спектрогелиограф XII 20
1.1. Устройство......................................................21
1.2. Степень монохроматичности.......................................22
1.3. Дисперсия.......................................................23
1.4. Изображения.....................................................24
ГЛАВА 2. Горячие рентгеновские точки 25
2.1. Экспериментальные данные........................................25
2.2. Временные характеристики........................................25
2.3. Определение температуры ГРТ.....................................30
2.4. Абсолютная интенсивность, мера эмиссии и концентрация электронов .........................................................34
2.5. Динамика ГРТ....................................................36
2.6. Пространственное распределение ГРТ..............................38
2.7. Время охлаждения и энергия ГРТ..................................41
2.8. ГРТ и другие проявления микреактивности ........................43
2.9. Влияние турбулентности .........................................44
ГЛАВА 3. Аномальное отношение интенсивностей компонент Ьу-а дублета водородоподобных ионов 45
3.1. Экспериментальные данные........................................46
3.2. Результаты......................................................46
3.3. Обсуждение......................................................47
3.3.1. Сателлиты и протонные столкновения ...........................47
3.3.2. Резонансное рассеяние.........................................49
3.3.3. Электронный пучок.............................................50
3
3.4. Заключение.......................................................
ГЛАВА 4. Восстановление ДМЭ но телескопическим наблюдениям
4.1. Методы восстановления ДМЭ .......................................
4.1.1. Байесовский алгоритм...........................................
4.1.2. Метод наименьших квадратов.....................................
4.1.3. Генетический алгоритм..........................................
4.2. Наблюдение высокотемпературной плазмы солнечной короны с помощью ТЕСИС, ХИТ и Е1Т................................................
4.2.1. Профиль интенсивности активной области.........................
4.3. Наблюдение высокотемпературной плазмы солнечной короны с помощью СПИРИТ, ЭХТ и Е1Т...............................................
4.3.1. Методы.........................................................
4.3.2. Результаты.....................................................
4.3.3. Обсуждение ....................................................
4.4. Тестирование алгоритмов восстановления ДМЭ.......................
4.4.1. Изотермические ДМЭ.............................................
4.4.2. Температурное разрешение.......................................
4.4.3. Выделение горячей плазмы на фоне ДМЭ активной области . . .
4.4.4. Выводы.........................................................
52
53
54
54
55
56
57
60
61
62
63
68
70
72
74
74
77
Заключение
80
4
ВВЕДЕНИЕ
Актуальность темы
Солнечной короной называется внешняя часть атмосферы Солнца. Для нее характерны высокая температура (более 1 МК) и низкая концентрация частиц (108 - 10° см“3). Именно в короне происходят основные явления солнечной активности: корональные выбросы масс и вспышки. Эти процессы могут воздействовать на ионосферу, магнитосферу и верхнюю атмосферу Земли. Например, корональные выбросы масс, достигающие Земли, возмущают геомагнитную обстановку и могут вызвать неполадки в работе космической и наземной связи, электронной аппаратуры спутников и пр. При этом многие корональные явления до конца не изучены и поэтому не поддаются прогнозированию. С другой стороны, в физике солнечной короны есть нерешенные фундаментальные вопросы. В частности, неизвестны механизмы нагрева короны до столь высоких температур. Для корональной плазмы характерны уникальные условия, которые нельзя получить в современных лабораториях: большие пространства, высокая температура, низкая концентрация вещества. Спектры короны содержат линии высокозарядных ионов. По этим спектрам можно измерить и уточнить атомные данные: вероятности переходов, сечения взаимодействия, их зависимости от температуры и концентрации электронов. Эти данные необходимы для построения точной модели атомных спектров. Таким образом, исследования солнечной короны имеют фундаментальное значение, они важны для физики плазмы, атомной спектроскопии, астрофизики и имеют практическое значение для вопросов сол не ч но-зем н ых С13Язе й.
В короне Солнца горячей считается плазма с температурой более 5 МК. Нагрев то таких температур происходит из-за процессов интенсивного энерговыделен мя. Исследование этих процессов важно для понимания причин
5
эиерговыделеиия, измерения физических условий, при которых эти процессы происходят, а также для создания полной картины явлений происходящих в солнечной короне.
Горячая плазма занимает небольшую часть поверхности Солнца. Ее количество зависит от того, в какой фазе своего цикла находится Солнце. В период максимума солнечной активности горячая плазма почти всегда присутствует в короне Солнца, в минимуме активности она может не наблюдаться сутками. Горячая плазма в основном встречается на низких широтах во вспышках и активных областях. Размер горячих объектов лежит в диапазоне от нескольких тыс. км (микровспышки) до нескольких сотен тыс. км (горячие петли, “пауки"). Длятся такие события от нескольких минут до нескольких дней. Дли компактных горячих явлений место выделения энергии и нагрева плазмы совпадают, поэтому их исследование важно для понимания механизмов нагрева короны.
Чтобы построить модель процессов, порождающих горячую плазму, необходимы надежные экспериментальные данные об условиях, в которых они происходят. Наиболее информативными для наблюдения короны, сточки зрения современной экспериментальной физики, вакуумный ультрафиолетовый (ВУФ) и мягкий рентгеновский (МР) диапазоны спектра. В ВУФ диапазоне спектра солнечной короны на 1 А приходится примерно одна интенсивная холодная (1 МК) линия, плотность горячих линий на порядок меньше. Спектральная ширина пропускания многослойных зеркал и фильтров современных ВУФ телескопов составляет десятки А, что не позволяет выделить монохроматические горячие линии. Поэтому в ВУФ диапазоне даже па сравнительно узкополосных изображениях, содержащих излучение горячей плазмы, всегда, есть холодная. Сложности с построением изображения горячей плазмы есть и у телескопов скользящего падения МР диапазона (5ХТ/УоЬкоЬ [1, 2] и ХНТ/НіпосІс |3, 4|). Они строят изображения в широком спектральном (2 -40 А) и температурном (>2 МК) диапазонах. Чтобы получить изображение
6
горячей плазмы по данным этих телескопов, нужна специальная обработка. Несмотря на то, что вышеперечисленными приборами можно исследовать горячую плазму, прямые изображения горячей плазмы, полученные без предварительной обработки, устранили бы ошибки, вызванные применяемыми методами, и уменьшили бы погрешности результатов.
В ФИАН для регистрации высокотемпературной солнечной плазмы был разработан спектрогелиограф Мй XII |5|. Спектрогелиограф работал в составе комплекса приборов СПИРИТ |С. 7, 8] па борту спутника КОРОНАС Ф |9](2001 - 2003 гг) и в составе комплекса приборов ТЕСИС [10] на борту спутника КОРОНАС-ФОТОН [11 ](2009 г). Спектрогелиограф строил монохроматические изображения короны Солнца в Ьу-ог линии водородоподобного иона
о
М& XII 8.42 А. Этот ион возбуждается при температурах более 5 МК, что делает спектрогелиограф XII отличным маркером горячей плазмы. Другой особенностью спектрогелиографа является его высокая дисперсия. Спектрального разрешения спектрогелиографа достаточно для того, чтобы раз-
г о
решить топкую структуру Ьу-а линии иона УЦ XII 8.42 А. Уникальный температурный отклик и диспергирующие свойства делают спектрогелиограф удобным прибором для комплексного исследования горячей плазмы.
Цель работы
Работа посвящена исследованию компактных горячих объектов короны Солнца с помощью спектрогелиографа Mg XII. Основными целями работы являлось:
• разработка методы получения спектров из изображений спектрогелиографа XII.
• исследование значения отношения компонент тонкой структуры Ьу-а линии водородоподобного иона М# XII 8.42 А.
I
7
• разработка методы диагностики плазмы но изображениям спектрогелиографа XII.
• исследование с помощью разработанных методов свойств компактных горячих источников, наблюдаемых спектрогелиографом XII.
Научная новизна
С помощью спектрогелиографа М&' XII был выделен новый класс явлений короны Солнца — горячие рентгеновские точки (ГРТ) — компактные (не более 5 тыс. км) герячие (Т 5 МК) источники рентгеновского излучения с малым временем жизни (2 мин - 4 ч).
Впервые получена большая статистика и высокое временное разрешение при измерении отношения интенсивностей компонент тонкой структуры Ьу-а линии подо родо подобно го иона Мй XII. Измерено более 2000 спектров для 169 событий с временным разрешением 40 - 120 секунд.
Впервые по телескопическим изображениям, не производя предварительной регуляризации и искусственного ограничения температурного диапазона, удалось восстановить ДМЭ, в которых нет нефизичной высокотемпературной компоненты.
Научная и практическая ценность
Измеренные физические характеристики ГРТ и горячей плазмы в активных областях (температура, мера эмиссии, концентрация электронов, тепловая энергия, мощность нагрева, пространственный и временной масштаб и др.) могут быть использованы для построения моделей нагрева солнечной короны.
Разработанный генетический алгоритм диагностики дифференциальной меры эмиссии предполагается использовать для анализа данных планируемых космических экспериментов. Его также можно использовать для анализа
- Київ+380960830922