Бортовые аппаратно-программные комплексы для долговременных космических экспериментов по исследованию коротковолнового излучения Солнца

Развитие рентгеновской астрономии Солнца тесно связано с развитием ракетно-космической техники и возможностью ее использования для вывода измеряющей аппаратуры за пределы атмосферы Земли. Основными объектами исследования являются горячие слои атмосферы Солнца (прежде всего, солнечная корона), основное излучение которых лежит в коротковолновой области спектра. Эта область (X < 2700 А), как известно, находится за пределами окна прозрачности земной атмосферы, и, по этой причине, недоступна для исследования с поверхности Земли.

Исследование короны и переходного слоя Солнца имеет большое практическое и научное значение. Согласно современным представлениям солнечная корона является основным резервуаром энергии для солнечных вспышек и выбросов массы (прежде всего, это, конечно, энергия магнитного поля). Также, по-видимому, на пути исследования тонкой структуры корональных магнитных полей следует искать решение проблемы триггеров солнечных вспышек, а также такой фундаментальной проблемы современной астрофизики, как проблема нагрева короны Солнца и формирования горячих корон звезд. Изучение активных процессов в атмосфере Солнца важно и для решения многообразных земных проблем — радиосвязи, навигации, метеорологии, геофизики и других. Настоящая диссертация посвящена разработке и созданию бортового аппаратного и программного обеспечения космических долговременных экспериментов по исследованию коротковолнового излучения Солнца методом изображающей спектроскопии.

Целью диссертации является разработка, испытание и создание бортовых аппаратно-программных комплексов управления (АПКУ) длительными внеатмосферными экспериментами по исследованию коротковолнового излучения Солнца и их использованию для получения временных рядов спектральных изображений солнечной атмосферы с высоким пространственным и временным разрешением.

Объектом исследования космических экспериментов является плазма солнечной короны.

Для достижения основной цели — создания аппаратно-программного комплекса управления (АПКУ) солнечными космическими экспериментами, в диссертации был поставлены и решены следующие задачи:

1. Разработка и создание координатно-чувствительных приемников рентгеновского излучения высокого пространственного и временного разрешения, предназначенных для долговременного автономного использования на космических аппаратах.

2. Разработка принципов организации и планирования наблюдений и методов управления комплексом приборов на борту космических аппаратов «Фобос-1», «Коронас-И» и «Коронас-Ф».

3. Разработка и создание системы управления оптическими и электронными узлами всего комплекса бортовой аппаратуры, предназначенной для:

• Накопления и первичная обработка научной информации.

• Управления узлами бортовых научных приборов.

• Обработки, анализа, сжатия и упаковки научной информации.

• Поиска физических событий.

• Реализации адаптивных режимов работы.

• Сбора служебной информации.

• Обеспечения работы в нештатных ситуациях.

4. Лабораторное тестирование и калибровка бортовой аппаратуры.

Настоящая работа содержит описание АПКУ для бортовой аппаратуры на КА «Фобос-1», Коронас-И, Коронас-Ф и результаты ее использования в экспериментах ТЕРЕК, ТЕРЕК-К/РЕС-К и СПИРИТ.

Научная новизна работы состоит в постановке и решении задач создания нового типа АПКУ долговременных солнечных космических экспериментов. Новыми также являются следующие результаты, полученные в диссертации:

1. Создан ряд координатно-чувствительных рентгеновских приемников нового типа с высоким пространственным и временным разрешением.

2. Впервые разработаны принципы организации и планирования долговременным космическим экспериментом по наблюдению рентгеновского излучения Солнца.

3. Созданы новые методы бортового управления комплексом приборов и потоками научной информации.

4. Впервые реализованы многочисленные, в том числе адаптивные, режимы работы космической аппаратуры.

5.Созданы и реализованы новые бортовые алгоритмы сжатия, обработки и упаковки информации в условиях информационных сбоев.

Научная и практическая ценность работы определяется актуальностью тематики в области как фундаментальных, так и прикладных исследований. Применение разработанных комплексов, позволило реализовать метод изображающей спектроскопии в долговременных экспериментах на космических аппаратах: «Фобос-1″ (1988 г.), КОРОНАС-И (1994 г.) и КОРОНАС-Ф (2001 — 2005 г. г.). В результате проведения экспериментов ТЕРЕК, ТЕРЕК-К/РЕС-К и СПИРИТ, был накоплен уникальный банк научных данных: рентгеновских и ВУФ монохроматических и спектральных изображений всего Солнца и солнечной короны до Зх солнечных радиусов общим объемом более 10 ГБ информации (около 300 тыс. отдельных изображений). Эта база данных может быть использована во многих российских и иностранных научно-исследовательских центрах, таких как: ИКИ, ИЗМИР АН, ГАИШ, ННИЯФ МГУ, ГАО и др. Полученные данные позволили обнаружить новый класс явлений солнечной активности и провести детальное определение параметров динамики явлений в горячей плазме солнечной короны. В частности, впервые наблюдались и были исследованы крупномасштабные долговременные события в солнечной короне {"пауки»), впервые исследована пространственная структура импульсных вспышечных событий. По результатам наблюдений впервые было получены распределения электронной температуры и плотности в активных областях и вспышках. Впервые получены новые данные о спектрах многозарядных ионов корональной плазмы.

Разработанные в диссертации принципы построения, технические решения и методы, являются основой и применены для создания нового поколения космической аппаратуры (эксперимент ТЕСИС на КА КОРОНАС-ФОТОН). Широкополосные приемники изображения, созданные на принципах разработанных автором, широко используются в качестве лабораторных приемников рентгеновского изображения и в нейтронной томографии.

Основные положения, выносимые на защиту:

1. Разработаны и созданы двухкоординатные детекторы нового типа формата до 1024×1152 элементов с однофотонной чувствительностью в диапазоне Х<10 нм. для регистрации изображений в автономных долговременных космических экспериментах. С помощью таких детекторов были впервые получены изображений солнечной атмосферы размером до Зх радиусов Солнца с пространственным разрешением до 5 секунд дуги.

2. Разработаны методы бортового управления комплексами космических приборов в экспериментах ТЕРЕК, ТЕРЕК-К/РЕС-К и СПИРИТ на КА «Фобос-1», Коронас-И и Коронас-Ф, позволившие впервые получить изображения всего Солнца одновременно в 4х различных спектральных каналах коротковолнового излучения с большим временным разрешением (до 4 сек).

3. Создан аппаратно-программный комплекс управления (АПКУ), обеспечивший получение за 3,5 года работы до 10 ГБ научной информации о строении и динамике солнечной атмосферы. С помощью АПКУ были получены приоритетные результаты и обнаружены новые явления.

Развитие экспериментальных исследований Солнца с помощью ракетно-космической техники

Первые экспериментальные попытки регистрации энергичных фотонов за пределами атмосферы Земли состоялись во второй половине 40-х годов XX века на трофейных ракетах ФАУ-2, модифицированных для установки научной аппаратуры (Burnight, 1949; Tousey, 1951). В Советском Союзе соответствующие эксперименты проводились на полигоне «Капустин Яр» на ракетах «Р-1» (1947 год). Основной целью исследований была регистрация высокоэнергичных фотонов, большинство из которых принадлежало космическим лучам. Систематические исследования именно солнечной активности впервые начались в 50-х годах и проводились в морской исследовательской лаборатории США под руководством Г. Фридмана (Friedman, 1951, 1960; Buram et al., 1956; Chubb et al., 1957, 1960). Главным результатом экспериментов стало измерение потоков излучения ряда хромосферных вспышек, а также локализация областей генерации рентгеновского излучения в солнечной короне, осуществленная во время полного солнечного затмения 12 октября 1958 года (Chubb et al., 1961).

В Советском Союзе эксперименты по регистрации коротковолнового излучения Солнца были начаты в 1957 году в Физическом институте им. П. Н. Лебедева АН СССР под руководством члена-корреспондента АН СССР С. Л. Мандельштама. Первый эксперимент по измерению рентгеновских потоков был проведен на втором ИСЗ «Спутник-2» (Мандельштам и др., 1961а). На спутнике, запущенном 3 ноября 1957 года, был установлен прибор с открытыми фотоумножителями, разработанный под руководством С. Л. Мандельштама и А. А. Лебедева (Мандельштам, 1965). Прибор зарегистрировал множество сигналов в области длин волн короче 120 А, часть из которых, как выяснилось в дальнейшем, была вызвана не излучением Солнца, а частицами радиационных поясов.

В конце 50-х начале 60-х годов в ФИАН стартовала программа ракетных исследований Солнца (Васильев и др., 1961, Мандельштам и др. 19 616). Первые наблюдения солнечного рентгеновского излучения, выполненные этим способом, были проведены в 1959 году. Они позволили обнаружить на Солнце излучение горячих конденсаций с предполагаемой температурой около 4 млн. К (МК). В последующих ракетных пусках измерения излучения проводились одновременно в двух интервалах (2−10 А и 8−10 А). Это дало возможность независимым образом измерить температуру излучающей плазмы.

В отличие от ракетных запусков, имеющих разовый характер, спутниковые исследования позволяют осуществлять длительные наблюдения Солнца. Первые длительные измерения потоков рентгеновского излучения Солнца — в течение нескольких дней — были выполнены в 1960 году на втором и третьем космических кораблях спутниках, запускавшихся в рамках подготовки к полету человека в космос (Мандельштам и др., 1961). Для обеспечения непрерывности регистрации сигнала в этих запусках было впервые применено бортовое запоминающее устройство и автономная система постоянной ориентации прибора на Солнце.

Более длительные — на протяжении нескольких месяцев — наблюдения были проведены на борту космических станций «Электрон-2» (1964 год) и «Электрон-4» (1965 год) в период Международного года спокойного Солнца. Наблюдения проводились в участках спектра 5−10 А и 8−18 А. Для записи результатов измерений на спутниках была реализована система бортовых запоминающих устройств, которые, в зависимости от выбранного режима работы, могли накапливать информацию за один или несколько витков. Управление работой бортовой аппаратуры осуществлялось двумя способами — автономно и с помощью команд с Земли, передаваемых на борт станции по специальной командной радиолинии. На станциях «Электрон» были также установлены датчики солнечной ориентации, показания которых регистрировались наряду с научной информацией. Это позволило определять угловое расположение станций во время наблюдений и рассчитывать векторные величины некоторых измеряемых параметров.

Длительные исследования Солнца на станциях «Электрон» позволили впервые изучить связь наблюдаемых вариаций потока и спектрального состава излучения с появлением на диске активных образований, а также детально проследить 27-суточную периодичность потока и исследовать его связь с другими характеристиками солнечной активности, в частности с площадью флоккулов и потоком радиоизлучения на длинах волн 6.6 и 10.1 см (Летфус и др., 1972). С помощью рентгеновских фотометров, установленных на станции «Электрон-2», был зарегистрирован ряд вспышек, прослежена динамика их развития и оценена температура порядка 10 К.

В результате активного использования искусственных спутников Земли и орбитальных космических станций в качестве средств для проведения внеатмосферных экспериментов, а также в результате сопоставления накопленных экспериментальных результатов с теоретическими расчетами солнечных спектров была установлена тепловая природа рентгеновского излучения спокойного Солнца. Фактически, было показано, что мягкое рентгеновское излучение короны в диапазоне длин волн ниже 1 А состоит из непрерывного тормозного излучения тепловых электронов короны в поле ионов и собственного линейчатого излучения многозарядных ионов (Мандельштам и др., 1965). С точки зрения временных характеристик рентгеновское излучение Солнца состоит из двух компонент: квазипостоянного излучения, формирующегося в невозмущенных областях короны, и медленно меняющейся компоненты, связанной с активными областями короны. Такие особенности излучения во многом оказались схожи с уже хорошо известными к тому времени свойствами радиоизлучения Солнца.

Наиболее важными, фундаментальными задачами первых советских и зарубежных солнечных экспериментов конца 50-х начала 60-х годов были следующие: (1) измерение абсолютных потоков коротковолнового излучения Солнца, (2) установление изменений потоков излучения на протяжении 11-летнего цикла солнечной активности и (3) установление областей генерации рентгеновского излучения Солнца. В частности, в США с этой целью были произведены запуски спутников SR-1 и SR-3 (Kreplin et al., 1962; Acton et al, 1963) — в Англии — спутника Ariel-1 (Boyd, 1962). Благодаря анализу и сопоставлению рентгеновских наблюдений, осуществленных в СССР, США и Англии к середине 60-х годов удалось достичь решения, фактически всех этих задач. Наибольшие трудности, в этом смысле представляла задача локализации источников рентгеновского излучения в короне

Солнца, поскольку для этой цели требуется построение рентгеновских изображений Солнца. Первые данные об областях генерации рентгеновского излучения Солнца были получены в 1961 году в результате запуска ракеты со счетчиком фотонов в зону полного затмения Солнца 15 февраля 1961 года. Наблюдений в диапазоне длин волн Х<10А показали, что такое коротковолновое излучение формируется высоко в короне Солнца в областях, расположенных над активными областями в хромосфере. В 19 631 965 годах с помощью камер обскура на геофизических ракетах удалось произвести прямое фотографирование Солнца в рентгеновской и далекой ультрафиолетовой областях спектра (Житник и др., 1967). Первая фотография солнечной короны была получена 19 апреля 1960 года группой Фридмана в области спектра 20−60 А. Аппаратура эксперимента представляла собой камеру-обскура с отверстием диаметром 0.125 мм, закрытым алюминированной органической пленкой, и давала разрешение порядка 0.1 диаметра Солнца. Аппаратура имела ориентацию только по оси, направленной на Солнце, и вращалась вокруг этой оси. Из-за этого первое рентгеновское изображение Солнца было сильно смазано по дуге: на угол более 70 градусов. В советском эксперименте, состоявшемся 6 июня 1963 года, была впервые применена следящая система, обеспечивающая трехосную ориентацию и стабилизацию камер обскура, благодаря чему удалось значительно уменьшить угловую скорость вращения аппаратуры и получить наиболее четкие на тот момент фотографии Солнца. Камера-обскура, использованная в первом советском эксперименте, имела апертуру 0.2 мм при длине камеры (расстояние от входного отверстия до пленки) 200 мм и, соответственно, давала пространственное разрешение примерно 3 угловых минуты.

По результатам исследования первых рентгеновских фотографий Солнца было установлено, что рентгеновское излучение Солнца распределено в короне неравномерно и большей частью генерируется в компактных активных областях короны с угловыми размерами порядка 1−3 минуты, расположенными над яркими хромосферными флоккулами, видимыми в линии К ионизованного кальция Call. Эти области имеют повышенную температуру и плотность и могут сохраняться на Солнце длительное время — несколько суток и даже недель. Обнаруженные источники рентгеновского излучения примерно совпали с источниками дециметрового радиоизлучения Солнца.

Важным этапом советских исследований коротковолнового излучения Солнца явился запуск первых специализированных солнечных обсерваторий «Космос-166» (16 июля 1967 года) и «Космос-230» (1 июня 1968 года). Обе обсерватории были разработаны по инициативе и при активном участии ФИАН (Васильев и др., 1968; Бейгман и др., 1971). Обсерватории работали на околоземных орбитах, характеристики которых приведены в таблице 1.

Таблица 1. Орбиты первых советских обсерваторий для наблюдений Солнца.

Дата запуска Перигей, км Апогей, км Наклонение Период обращения, мин

Космос-166 16 июня 1967 578 283 48.4 92.9

Космос-230 1 июня 1968 375 212 72.9 90.1

Основной целью обсерваторий «Космос-166» и «Космос-230» было исследование ультрафиолетового и рентгеновского излучения Солнца. Научная аппаратура спутников состояла из рентгеновского фотометра, дифракционного ультрафиолетового спектрометра и рентгеновского гелиографа оригинальной конструкции. Гелиографы были оснащены щелевыми коллиматорами, которые обеспечивали получение двух одновременных взаимно перпендикулярных сканов Солнца с пространственным разрешением до 20 угловых секунд. В ходе трехмесячного эксперимента описанный метод сканирования солнечного диска позволил построить более тысячи изображений Солнца в пяти спектральных каналах. Впоследствии принцип программного сканирования солнечного диска был использован на американских станциях серии «OSO» и японском спутнике «Hinotori».

Анализ данных наблюдений, полученных в ходе экспериментов на ИСЗ «Космос-166» и «Космос-230» позволил изучить не только локализацию, но и длительную динамику источников рентгеновского излучения в короне. Было установлено, что в диапазоне длин волн короче 10 A основной вклад в поток рентгеновского излучения дают источники, расположенные не над кальциевыми флоккулами, а над группами пятен. Их яркость на порядок превышает яркость конденсаций над флоккулами и на 3−4 порядка — яркость невозмущенной короны. Методом сравнения одновременных потоков излучения, измеренных в разных спектральных диапазонах, были с высокой точностью определены температуры источников рентгеновского излучения в период, близкий к максимуму солнечной активности: температура невозмущенной рентгеновской короны составила 1.6−1.8 МК, температура источников излучения над кальциевыми флоккулами — 2.2−2.7 МК, а температура источников излучения над пятнами и группами пятен — более 3 МК. Был изучен вопрос об областях и механизмах формирования наиболее коротковолнового излучения Солнца с длиной волны 3 А, зарегистрированного в ходе эксперимента. Установлено, что излучение с Х~ЗА генерируется в компактных конденсациях, существующих на Солнце на протяжении нескольких суток, а также были обнаружены области чрезвычайно горячей плазмы с температурой ~ 10 МК, что более чем в пять раз превышает температуру спокойной короны, и измерены продолжительности жизни этих областей в короне: несколько часов.

На спутниках «Космос-166» и «Космос-230» были получены новые данные о структуре и динамике вспышечных областей, в частности впервые прослежены изменения размеров вспышечной области в ходе ее развития. По заходу активной области за лимб была оценена высота, на которой происходят вспышки — порядка 20 тысяч км над видимой поверхностью Солнца (фотосферой). Для рентгеновских вспышек оказалась характерной быстро меняющаяся волокнистая структура с яркими узлами с диаметром волокон порядка 10−20 угловых секунд и длиной волокон 1−2 угловых минуты (50−100 тысяч км). Впоследствии, такая структура вспышек, повторяющая топологию магнитного поля вспышечной области, была подтверждена при анализе данных наблюдений на станции «Скайлаб» (1973 год).

Систематические исследования Солнца с помощью ИСЗ в США начались вскоре после создания в 1958 году агентства NASA и проходили в рамках специально разработанной программы OSO (Orbiting Solar Observatory). Всего, с 1962 по 1975 год, в ходе этой программы на околоземную орбиту было выведено 8 солнечных обсерваторий, разработанных для непрерывного наблюдения солнечной активности Солнца в течение 11-летнего солнечного цикла. В отличие от российской программы исследований, ориентированной прежде всего на построение изображений Солнца с высоким пространственным разрешением, значительная часть научной программы OSO была посвящена обнаружению и регистрации жесткого рентгеновского и гамма-излучения солнечных вспышек. Соответственным образом был подобран и инструментальный состав обсерваторий, основу которого составляли детекторы и телескопы жесткого рентгеновского и гамма-излучения (состав научного оборудования, использовавшегося в программе OSO для регистрации жесткого рентгеновского и гамма-излучения, приведен в таблице 2).

Таблица 2. Инструменты жесткого рентгеновского и гамма диапазона, использовавшиеся в программе OSO.

Обсерватория Дата запуска Состав инструментов

OSO-1 7 марта 1962 года 1. Детектор ультрафиолетового и мягкого рентгеновского излучения 2. Детектор жесткого рентгеновского и гамма-излучения на диапазон 50 кэВ — 3 МэВ

OSO-3 8 марта 1967 года 1. Рентгеновский телескоп на основе кристаллических сцинтилляторов с эффективной площадью 10 см². Число каналов — 6. Энергетическое разрешение — 45% на энергии 30 кэВ. Рабочий диапазон: 7.7−210 кэВ. 2. Гамма-монитор на диапазон энергий около 50 МэВ на основе многослойных сцинтилляционных детекторов.

OSO-4 18 октября 1967 года Рентгеновский телескоп на основе кристаллических сцинтилляторов с эффективной площадью 10 см². Число каналов — 6. Энергетическое разрешение — 45% на энергии 30 кэВ. Рабочий диапазон: 8 — 200 кэВ.

OSO-5 22 января 1969 года Рентгеновский телескоп на основе кристаллических сцинтилляторов с эффективной площадью 70 см². Число каналов — 9. Рабочий диапазон: 14 — 254 кэВ.

OSO-6 8 августа 1969 года 1. Детектор жесткого рентгеновского излучения диапазона 27−189 кэВ. Число каналов — 4 (27 — 49 кэВ, 49 — 75 кэВ, 75 — 118 кэВ, 118 — 189 кэВ). Временное разрешение наблюдений: 320 мс. 2. Монитор солнечных вспышек на основе детекторов жесткого рентгеновского излучения. Число каналов — 6 в диапазоне энергий 23 — 82 кэВ и 1 канал диапазона выше 82 кэВ. Монитор работал с временным разрешением около 2.5 секунд.

OSO-7 29 сентября 1. Детекторы жесткого рентгеновского излучения (2 шт.)

1971 года диапазона 1−60 кэВ. 2. Жесткий рентгеновский телескоп диапазона 7 — 550 кэВ (эффективная площадь — 64 см). 3. Монитор гамма-излучения диапазона 300 кэВ — 10 МэВэнергетическое разрешение -7.8% вблизи 662 кэВ.

OSO-8 21 июня 1975 года 1. Детекторы жесткого рентгеновского излучения (3 шт.) диапазона 1−60 кэВ. 2. Жесткий рентгеновский телескоп диапазона 10 — 1000 кэВ •у (эффективная площадь — 27.5 см). High Energy Celestial X-ray Experiment 3. Спектрометр мягкого рентгеновского диапазона 2−8 кэВ.

На спутниках серии OSO было впервые достигнуто временное разрешение наблюдений менее 1 секунды и обнаружена тонкая структура жесткого рентгеновского излучения Солнца. Значимым достижением программы стало также открытие гамма-излучения Солнца. Впервые оно было зарегистрировано аппаратурой спутника OSO-7 во вспышках 4 и 7 августа 1972 года.

Эксперименты по получению рентгеновских спектров Солнца высокого разрешения были начаты в СССР в середине 60-х годов в ФИАН. Первая фотография рентгеновского спектра вплоть до 9.5 A была получена при запуске спектрометра с дифракционной решеткой на ракете в 1965 году (Житник и др., 1967). Дальнейшие исследования спектров были выполнены на спутниках серии «Интеркосмос» и ракетах «Вертикаль», запущенных по программе международного сотрудничества «Интеркосмос» в период 1969;1974 годах. Измерения проводились с помощью фотоэлектрических спектрометров с плоскими кристаллами. В этих экспериментах было достигнуто разрешение 104 и зарегистрированы спектры до длины волны около 2 A.

Измерения спектров Солнца в области 7.5−20А дали более детальные сведения о корональных конденсациях: была определена дифференциальная мера их эмиссии, уточнены обилия элементов. Измерения интенсивности и контура резонансной линии MgXII 8.42 A с борта спутников «Интеркосмос-4» и «Интеркосмос-7» подтвердили вывод о существовании долгоживущих областей высокой температуры в короне и позволили обнаружить макроскопические движения в конденсациях по лучу зрения со скоростями до 100 км/с.

Важно отметить, что исследования, проведенные на ИСЗ «Интеркосмос-4» помимо прочего положили начало новому направлению в развитии рентгеновской спектроскопии Солнца: спектроскопии высокого разрешения гелиеподобных ионов (Гринев и др., 1973; Житник и др., 1987, 1988). До этого, то есть до конца 60-х годов, исследования Солнца велись в основном в широком спектральном диапазоне, включающем линии ионов различных элементов.

Систематические исследования линейчатых спектров вспышек, выполненные на спутниках серии «Интеркосмос» в области длин волн 1.7−2.0 А предоставили важную информация о вспышечных процессах в атмосфере Солнца. Наибольший интерес предоставили наблюдения спектров излучения ионов железа — наиболее тяжелого из обильных на Солнце элементов. Отождествление линий проводилось при сопоставлении с расчетными спектрами и спектрами, измеренными в лабораториях. В ходе этих экспериментов впервые в солнечном спектре была отождествлена линия, соответствующая квадрупольному переходу. Также наблюдались резонансная линия водородоподобного иона железа, резонансная, интеркомбинационная и запрещенная линии гелиеподобного иона железа, а также большое число их сателлитов, излучаемых ионами меньшей кратности. Относительно большая интенсивность этих линий явилась экспериментальным свидетельством важной роли, которую процесс диэлектронной рекомбинации играет в солнечной плазме. В участке 1.87−1.93 А наблюдался квазинепрерывный спектр, содержащий около десятка четких максимумов, образованных, как показали расчеты, наложением большого числа сателлитных линий, испускаемых ионами РеХУП — РеХХШ.

Анализ спектров железа в области 1.70−1.95 А позволил определить основные параметры высокотемпературной плазмы солнечных вспышках (или в терминах того времени — параметры «горячего» компонента вспышечной области). Наибольший интерес представили измерения контуров и допплеровских смещений резонансной линии гелиеподобного иона железа. Эти измерения показали существование выбросов значительного количества горячего вещества на ранней стадии вспышки со скоростью до нескольких сот километров в секунду. Для ряда вспышек были исследованы также спектры высокого разрешения в более мягкой области спектра вблизи резонансной линии М^ХП 8.42 А. По отношениям интенсивностей линий и континуума в этих событиях был прослежен временной ход и мера эмиссии «холодного» компонента вспышки. Его средняя температура составила 6 млн. К, а мера эмиссии ~ 1049 см" 3, что оказалось близко к мере эмиссии горячей вспышечной плазмы.

В 1969 году на спутнике «Интеркосмос-1» были проведены первые измерения поляризации во время вспышек (Тиндо и др., 1971). Разработка бортовых поляриметров, основанных на томпсоновском рассеянии, была начата в ФИАН в 1967 году. Аналогичные эксперименты в США были проведены только в 1972 году на космической станции «OSO-7» (1972 год). Для трех вспышек, произошедших в октябре 1969 года, была впервые обнаружена поляризация континуума при энергии 15 кэВ, по-видимому, достигавшая 04.-0.2. Эти измерения были продолжены на спутнике «Интеркосмос-4», когда удалось проследить временной ход поляризации, а в двух случаях также определить позиционный угол поляризации на солнечном диске. Величина поляризации, измеренная в ходе эксперимента, оказалась в согласии с теоретическими расчетами поляризации излучения, формирующегося при торможении ускоренных электронов в плотной плазме. Направление плоскости поляризации, наблюдавшееся в обоих случая (от области вспышки к центру солнечного диска) может при такой интерпретации соответствовать направлению движения электронов из короны в сторону хромосферы вдоль силовых линий магнитного поля. Эксперименты по измерению поляризации были продолжены на спутниках «Интеркосмос-7» (1972 г.) и «Интеркосмос-11» (1983 г.) более точным модуляционным методом с использованием вращающегося поляризационного датчика.

В 1976;1983 годах на спутнике «Интеркосмос-16» и ракетах серии «Вертикаль» были продолжены эксперименты по исследованию спектров высокого разрешения в диапазоне длин волн 8−16 A. Наблюдения были выполнены как в период низкой солнечной активности на фазе роста и спада солнечного цикла («Интеркосмос-16» -1976 год, «Вертикаль-5» — 1977 год, «Вертикаль-11» — 1983 год), так и вблизи его максимума («Вертикаль-8» — 1979 год, «Вертикаль-9» — 1981 год). Научная ракета для этих экспериментов была разработана в ФИАН совместно с Вроцлавской лабораторией Центра космических исследований АН ПНР и Астрономическим институтом АН ЧССР. На ракетах аппаратура размещалась в спасательном контейнере специального зонда, который при подъеме отделялся от ракеты на высоте около 100 км и стабилизировался по трем осям. Точное наведение научной аппаратуры на центр солнечного диска осуществлялось двуосной следящей системой.

В состав аппаратуры входили бесщелевые брегговские спектрометры с плоскими зеркалами, монохроматор с вогнутым зеркалом, гелиометр с пятью щелевыми полями зрения, а также рентгеновские телескопы косого падения и камеры обскура. В ходе эксперимента были получены фотографии Солнца в рентгеновских лучах в диапазоне 820 A и 40−60 A, спектры в участках вблизи резонансных линий гелиеподобных ионов магния и кремния, а также изучены временные зависимости и пространственное распределение интенсивности рентгеновского излучения по диску Солнца в диапазоне 8−12 A. Наблюдения проводились при отсутствии вспышек на Солнце. При измерениях спектров удалось достигнуть разрешения 104 и наблюдать линии-сателлиты с относительно низкой интенсивностью, играющие важную роль в диагностике излучающей плазмы.

Важной вехой в рентгеновской астрономии Солнца стала программа исследований на космической станции «Skylab» («Скайлаб»), запущенной в 1973 году. «Скайлаб» была выведена на орбиту высотой 435 км и имела на борту комплект астрономических приборов ATM (Apollo Telescope Mount). Комплекс был установлен на ферменной конструкции, которая после выхода станции на орбиту откидывалась на 90°. В состав комплекта ATM входили коронограф, рентгеновский спектрограф, спектрогелиометр, рентгеновский телескоп, ультрафиолетовый рентгеновский спектрогелиограф, ультрафиолетовый спектрограф и два телескопа для наблюдения Солнца в линии Н-альфа. Для стабилизации и ориентации станции использовались три системы на основе солнечных и звездных датчиков и силовых гироскопов, работающих от асинхронного двигателя. Станция работала на орбите около 9 месяцев. За это время на нее пилотируемыми транспортными кораблями «Аполлон» были доставлены три экипажа по три космонавта. Первый экипаж провел на станции 28 суток (с 25 мая по 22 июня), второй — 59 суток (с 28 июля по 25 сентября), третий и последний — 84 суток (с 16 ноября 1973 г. по 8 февраля 1974 г.).

За время работы станции тремя экипажами было получено и возвращено на землю более 180 000 фотографий и спектров Солнца — уникальный по объему наблюдательный материал, работы над которым велись вплоть до 90-х годов XX века, то есть более 20 лет. Несмотря на спокойный период солнечного цикла, активность Солнца во время работы «Скайлаб» была неожиданно высокой, что сделало наблюдения особенно ценными. Астронавтами было зарегистрировано более сотни солнечных вспышек, а также несколько крупномасштабных эруптивных протуберанцев, в том числе уникальный по величине протуберанец 21 августа 1973 года. Именно после работы станции «Скайлаб» окончательно утвердилось в физике Солнца представление о чрезвычайно неоднородной структуре короне, состоящей из множества корональных петель. Измерения спектров на станции легли в основу каталога спектральных линий «Chianti», в настоящее время являющегося главным источников данных о спектре спокойной солнечной короны, активных областей и вспышек.

Значительный прогресс в солнечной космической астрономии за последние 30 лет связан в значительной мере с появлением и развитием новых технологий, в том числе в области микроэлектроники. Одним из наиболее выдающихся достижений в этой области явилось создание и развитие двухкоординатных приборов с зарядовой связью (ПЗС-матрицы, CCD) для регистрации оптического излучения. Их появление в начале 80-х годов предопределило методологию исследования коротковолнового излучения Солнца в последующие годы вплоть до настоящего время.

Исследования в СССР развивались в значительной мере параллельно с работами, проводимыми в США, а затем и в Англии, взаимно дополняя и развивая друг друга. Успешное развитие исследований рентгеновского излучения Солнца в первые 15 лет космической эры стало возможным в нашей стране благодаря высокому уровню экспериментальной и теоретической спектроскопии, достигнутой в ФИАНе. На основе результатов исследований рентгеновского излучения Солнца на первом этапе, изучения принципиальных возможностей оптических схем на наиболее информативной для диагностики плазмы области длин волн 8 — 335 А и разработки новой элементной базы рентгеновской оптики был сформулирован метод решения научных задач в космических экспериментах на солнечных станциях. Такой метод был назван методом рентгеновской изображающей спектроскопии полного Солнца. Он заключается в одновременном получении изображений и спектров Солнца с высоким угловым и спектральным разрешением в узких участках и монохроматических линиях рентгеновского и ВУФ диапазона, характеризующих различные температурные слои солнечной плазмы. Этот метод был использован при разработке аппаратуры для последующих экспериментов на межпланетной станции «Фобос-1» (1988 г.), на солнечных станциях КОРОНАС-И (1994г.) и КОРОНАС-Ф (2001 — 2005 г. г.). Наиболее значительный вклад в изучение верхней атмосферы Солнца был сделан в эксперименте СПИРИТ на спутнике КОРОНАС-Ф. Целью эксперимента являлось исследование пространственно-временной структуры явлений солнечной активности с помощью комплекса рентгеновских инструментов. Для эксперимента СПИРИТ в ФИАНе был разработан не имеющий мирового аналога комплекс аппаратуры, который позволял получать одновременно спектральные (в 10 каналах) и монохроматические (в 160 спектральных линиях) рентгеновские изображения всего Солнца с высоким спектральным, пространственным и временным разрешением. Проведение таких космических экспериментов потребовало применения новых наукоемких технологий как в области разработки электронно-оптических устройств нового типа, так и в области создания автономных комплексов управления и обработки информации.

Основные результаты экспериментов ТЕРЕК, ТЕРЕК/РЕС и

СПИРИТ.

3.1 Введение

По данным сеансов наблюдений на межпланетной станции «Фобос-1» в эксперименте ТЕРЕК, проведенных с 23 по 15 августа, было уточнено положение оптической оси телескопа по отношению к ориентируемой оси станции. Перед первым сеансом 26.08 была успешно выполнена коррекция ориентации станции с тем, чтобы привести изображение Солнца в центр поля зрения телескопа. Телескоп успешно работал во всех режимах чувствительности каналов X и MX, а также в режиме обработки с включением бортового микропроцессора. Всего было получено более 140 информативных изображений Солнца во всех рентгеновских поддиапазонах.

Регулярные сеансы наблюдений с приборами ТЕРЕК-К и РЕС-К начались с 12 марта 1994 г. Плановый ресурс работы спутника составлял 1 год, однако по техническим причинам 5 июля 1994 г. спутник был переведен в неориентированный полет, в дальнейшем приборами проводились только технические сеансы работы. На октябрь 1995 г. работоспособность приборов ТЕРЕК-К и РЕС-К полностью сохранялась.

За время с 12 марта по 5 июля 1994 г. с каждым из приборов было проведено более 200 сеансов наблюдений. Ввиду ограничений на объем передаваемой на Землю телеметрической информации и количества команд управления, в сутки проводилось от

1 до 4 сеансов наблюдений с различной последовательностью включения каналов, чувствительностью, временами экспозиции и интервалами между кадрами. За первые 2 месяца работы путем перепрограммирования было подготовлено более 20 гибких циклограмм, оптимизированных по условиям наблюдений во всех спектральных каналах. Типы циклограмм наблюдений приборов ТЕРЕК-К и РЕС-К приведены в табл. 8. Всего за период наблюдений в экспериментах ТЕРЕК-К и РЕС-К на спутнике КОРОНАС-И было получено более 2000 изображений и спектров

С августа 2001 по декабрь 2005 г. аппаратурой СПИРИТ на спутнике КОРОНАС-Ф было проведено более 23 тыс. сеансов наблюдений, получено 85 Гб телеметрической информации, содержащей более миллиона спектрогелиограмм Солнца в отдельных монохроматических линиях. Телескоп СРТ-К с многослойной оптикой нормального падения и детекторами на основе ПЗС-матриц представляет собой третье поколение солнечных телескопов, разработанных в ФИАНе на протяжении последних 20 лет. Прототипами этого телескопа были телескопы ТЕРЕК на космическом аппарате «Фобос-1» (1988 г.) и ТЕРЕК-К на спутнике КОРОНАС-И (1994 г.). По сравнению с телескопом ТЕРЕК на спутнике КОРОНАС-И телескоп СРТ-К комплекса СПИРИТ имел увеличенную в 2,6 раза апертуру, значительно более высокую чувствительность, угловое и временное разрешение.

Спектрогелиограф РЕС, не имеющий аналога в мировой практике, позволил впервые реализовать монохроматическую изображающую спектроскопию всего Солнца в рентгеновской и крайней ВУФ области длин волн. За время работы прибора РЕС со дня запуска спутника 31 июля 2001 г. зарегистрировано около 300 тысяч спектрогелиограмм с высоким временным разрешением. Эти спектрогелиограммы привели к созданию уникального банка данных, составивших основу для исследования характеристик как известных структурных образований в солнечной атмосфере (активные области, корональные дыры), так и новых, впервые наблюденных в монохроматических рентгеновских изображениях.

За время проведения эксперимента СПИРИТ на борту спутника КОРОНАС-Ф с августа 2001;го по декабрь 2005;го года XUV каналами спектрогрелиографа РЕС получено несколько тысяч спектрогелиограмм в 2-х спектральных диапазонах: 176−207 и 280−330 А (рис. 4.12). Одновременно со спектрогелиограммами ВУФ диапазона регистрировались спектрогелиограммы в линии MgXII 8.42 А и телескопические изображения в XUV диапазоне, которые были использованы для точного определения положения исследуемой области и динамики развития. Спектры выбранной области

Солнца были получены сканированием спектрогелиограмм в направлении дисперсии с последующим нормированием на пространственно-спектральную чувствительность прибора.

3.2 Результаты наблюдений.

3.2.1 Результаты наблюдений в эксперименте ТЕРЕК проекта «Фобос-1».

На изображениях, полученных в эксперименте ТЕРЕК, удалось наблюдать богатую структуру солнечной атмосферы. Участки высокой яркости в канале X (0,5−2,5 нм) могут быть отождествлены с активными областями, имеющими температуру 2−4Т06 К. В канале МХ (17,5 нм) на изображениях проявляется распределение яркости в линиях ионов железа Ре1Х — РеХ1, соответствующих температуре ~ 106 К. На длине волны 30,4 нм в этом же канале видны участки плазмы с температурой в диапазоне 3−104 — 105 К. Сопоставление изображений, полученных в этих каналах, дает важную информацию о структуре и динамике солнечной атмосферы. Отметим, что примерно в это время были опубликованы сообщения о получении аналогичных изображений Солнца с помощью телескопов нормального падения с многослойными зеркалами в ракетных экспериментах, проведенных в октябре 1987 г. и марте 1988 г. В целом результаты эксперимента ТЕРЕК и упомянутых выше экспериментов показали большую перспективность телескопов с многослойной оптикой нормального падения для солнечной рентгеновской астрономии.

Рис 3.1. Изображения Солнца в каналах 30,4 (а)

3.2.3 Результаты наблюдений в эксперименте СПИРИТ проекта «Коронас-Ф».

Исследования солнечной плазмы в линии MgXII

С помощью уникального (не имеющего аналога в мире) спектрогелиометра СПИРИТ для регистрации монохроматических изображений в линии Mg XII 8.42 A был впервые обнаружен и многократно наблюдался целый класс новых явлений, обусловленных свечением высокотемпературных (Т=5-ь20 МК) плазменных образований в солнечной короне. Этот инструмент является переходным информативным каналом данных между ВУФ телескопами, регистрирующими корональную плазму умеренных температур 1 — 2.5 МК (СПИРИТ, 175, 195, 285 и 304 ASOHO/EIT, TRACE), и инструментом RHESSI, обеспечивающем данные по сверхгорячей плазме (20 — 100 МК).

В результате регулярных наблюдений в линии MgXII в диапазоне 8.42 A были выявлены новые типы горячих корональных структур, характеризуемые временами жизни от минут до суток и масштабами от нескольких угловых секунд до нескольких десятых солнечного радиуса На рис. 3.3. приведено сравнение изображений, полученных телескопом SXT на спутнике YOHKOH в широком диапазоне длин волн, и в линии иона Mg XII. Монохроматические изображения в канале магния соответствуют горячей плазме с температурой > 4МК, в то время как на изображении в эксперименте Yohkoh видна плазма с более низкой температурой 2−4 МК.

Рис. 3.3. Сравнение изображений в экспериментах Yohkoh и СПИРИТ

Помимо изученных ранее на спутнике УоЫсоЬ нестационарных явлений (транзиентов), был обнаружен целый класс новых динамических структур, обладающих различной формой, масштабом, длительностью и временными характеристиками, в том числе долгоживущие (до нескольких суток) плазменные образования, расположенные высоко в короне (до 300 тысяч км) и напоминающие по форме пауков. В длительных (более 20 суток) сериях непрерывных наблюдений, выполненных с высоким временным разрешением (от 0.6 до 1.7 мин) была также обнаружена высокая активность таких плазменных образований, сопровождаемая появлением горячих «облаков», вспышечными явлениями, выбросом корональных масс и др. Пример изображения таких «пауков», наблюдавшихся 22 октября 2001 г в канале М^ХП также представлен на Рис. 4.

В изображениях в канале магния были выявлены следующие регулярно наблюдаемые образования:

— «горячие облака» — диффузные образования переменчивой формы, с характерными размерами и высотой над лимбом до 0.4 Ко и временем жизни до нескольких часов;

— «пауки» — крупномасштабные структуры, ассоциированные с активными областями, и характеризуемые в течение длительного времени (до нескольких суток) паукообразной формой с ярким шарообразным «телом» на высотах 0.1 — 0.3 Ко и менее яркими «ногами», морфологически имеющими вид системы гигантских арок, несовпадающей с системой холодных магнитных петель;

— комплексные события, включающие появление облаков с последующим образованием пауков и гигантских арок и сопровождаемые вспышками, корональными выбросами масс, и другими эруптивными явлениямиволны" - явления, имеющие вид расходящихся волновых фронтов или последовательного зажигания магнитных арок и наблюдающиеся в периоды высокой солнечной активности.

В линии XII были также выполнены исследования динамики активных процессов в солнечной короне с высоким временным разрешением — до 7 сек. Исследована временная и пространственная структура вспышек в линии М§ ХП 8.42 А. Регулярно проводимые длительные наблюдения показали, что характерные времена развития многих вспышек, регистрируемых в этом диапазоне, составляют несколько

Короткопериодические осцилляции, по всей видимости, отражают существование периодических процессов или волн в горячих корональных петлях. На возможную зависимость обнаруженных квазипериодов от физических параметров корональных петель указывают изменения спектра мощности АО после появления в ней пятен. Так, после всплывания нового фотосферного магнитного потока в активной области NOAA 9840 изменился спектр мощности в области этих частот.

В области низких частот пики в спектрах мощности различны для разных АО. Например, для компактной развивающейся области 9840 характерные квазипериоды составляют 72 и 84 минут, а для вспышечно-активной области 9825 — около 138 и 160 минут. Таким образом, различие положений максимумов в области низких частот, связанное с частотой возникновения крупных всплесков в различных АО, по-видимому, определяется структурой и напряжённостью магнитных полей АО.

Впервые прослежен процесс длительной эрупции горячей плазмы (10 МК) в дальнюю корону. В этом явлении в линии MgXII высота горячей структуры над лимбом достигает 0,7 радиуса Солнца, при этом наблюдается корреляция его существования с явлениями, регистрируемыми оптическим коронографом на SOHO в этом секторе короны. Отличительной особенностью связанных с горячими структурами эруптивных явлений (ЭЯ) является большой разброс в яркости и характере динамики. Возможными кандидатами на отождествление этих образований являются постэруптивные аркады. Образование такой аркады обычно протекает бурно с последующим переходом к более спокойной стадии. Длительное существование постэруптивных аркад предполагает продолжительное энерговыделение высоко в короне, что может обеспечиваться процессами медленного пересоединения.

По результатам анализа спектров 40 пространственных участков, включающих различные плазменные образования (активные области, участки спокойного Солнца на диске, надлимбовые структуры), были выявлены характерные максимумы интенсивности, интерпретированные как спектральные линии. Предварительная идентификация линий проводилась на основе базы данных CHIANTI (версия 4.2) путем отбора по интенсивности, рассчитанной в интервале плотностей 1g Ne = 8+12 в предположении постоянной меры эмиссии.

Составлен каталог спектральных линий, наблюдавшихся XUV каналами спектрогелиографа РЕС в диапазонах 176−207 и 280−330 А. Каталог включает 165 спектральных линий. Предложена идентификация 105 наблюденных линий- 15 линий наблюдаются только во вспышках.

Регулярные наблюдения Солнца телескопами СПИРИТ дали важную информацию о мощных эруптивных событиях, произошедших в 2001;2005 г. г. Важным преимуществом телескопов СПИРИТ по сравнению с другими инструментами, в частности, с телескопом SOHO/EIT являлась возможность одновременной регистрации изображений полного диска Солнца в двух диапазонах: 175 А, содержащем корональные линии Fe IX-XI (Т~0,9−1,3 МК), и 304 А, в котором превалирует линия переходного слоя Не II (Т~0,02−0,08 МК). Сопоставление временных вариаций яркости структур, видимых в различных диапазонах, дало возможность изучить динамику распространения возмущений в активных процессах типа вспышек и КВМ. Другими важными задачами являлись установление глобальных связей между центрами активности и поиск предвестников эрупции для прогнозирования активных явлений и их геоэффективности.

Было детально проанализировано эруптивное событие, произошедшее 4 ноября 2001 г. после 16 UT, которое было зарегистрировано в каналах телескопа СПИРИТ Т1 (284 А) и Т2 (175 и 304 А). Рассмотрение именно этого события и большой интерес к нему обусловлены двумя обстоятельствами. Во-первых, в это время на SOHO/EIT не было наблюдений из-за проводившейся профилактики, a TRACE регистрировал активность в ограниченном поле зрения в стороне от центра эрупции. Во-вторых, это событие — одно из наиболее крупных и геоэффективных в текущем 23-м цикле активности. По своим характеристикам оно сопоставимо с широко известным событием «Дня Бастилии» 14 июля 2000 г.

Источником эрупции была крупная активная область AR 9684, располагавшаяся к северо-западу от центра диска (рис. 3.5а). Видимый в линии На флоккул пересекался протяженным волокном FF, располагавшимся над линией раздела полярностей фотосферного магнитного поля. Как показывает изображение Yohkoh/SXT в мягком рентгене (рис. 3.56), над волокном наблюдалась крупная высокотемпературная корональная аркада со скрученной (сигмоидальной) структурой. Такая структура является признаком шировой магнитной конфигурации и свидетельствует о накопившейся избыточной энергии в ней и большой вероятности последующего эруптивного события. Аналогичная структура наблюдалась перед событием и в горячей линии MgXII прибора СПИРИТ (рис. 3.5в), причем сигмоид был выражен более четко, поскольку излучение линии Mg соответствует более горячей плазме (5−15 МК).

Рис. 3.5. Сигмоидальные структуры перед событием 4 ноября 2001 г. в изображениях Yohkoh/SXT (а) и СПИРИТ/MgXII (б).

Гелиограммы КОРОНАС-Ф/СПИРИТ были зарегистрированы в 11:11 UT на 175 и 304 Айв 12:19 UT на 284 А, т. е. примерно за 4−5 ч до события. Само событие началось с исчезновения южной половины упоминавшегося выше На-волокна и включало в себя вспышку большой длительности (LDE) балла ЗВ/Х1.0 с максимумом в 16:20 UT (рис. 5.2а). КВМ типа гало наблюдался на коронографе LASCO/C2, начиная с 16:35 UT, в виде яркой крупномасштабной петлеобразной структуры, поднимающейся над западным лимбом с весьма высокой скоростью в картинной плоскости -1800 км/с (рис. 5.2 б).

В результате эрупции во всех ВУФ-каналах СПИРИТ возникли длительно живущие понижения яркости — димминги (рис. 5.3a-f), для выявления которых использовались разностные изображения с фиксированными кадрами сравнения, причем вычитание производилось после компенсации солнечного вращения. Техника получения таких разностных изображений подробно описана в работах. В качестве базовых предэруптивных изображений, с которыми сравнивались все последующие гелиограммы, зарегистрированные на телескопе СПИРИТ во время анализируемого события, использовались кадры 11:11 UT для каналов 175,3 04 Аи 12:19 UT для канала 284 А. Вращение Солнца было скомпенсировано поворотом гелиограмм ко времени первых кадров, зарегистрированных на телескопе СПИРИТ после максимальной фазы события: 17:03 UT для изображений на 175, 304 А и 18:38 UT для изображений на 284

А.

На рис. 5.3с, относящемуся к моменту 17:03 UT, в линии 175 А, кроме ярко светящейся аркады видны относительно компактные димминги (2 и 3), непосредственно примыкающие к постэруптивной аркаде с восточной и западной сторон. Наряду с ними наблюдались несколько узких протяженных диммингов: в сторону юго-западного лимба (3−4-5) и в северном (6−7) и северо-западном (6−8) направлениях. Аналогичные димминги, но с отличающимся контрастом видны в более горячей линии 284 А, и в линии переходной области 304 А.

В нижней части рис. 5.3 представлены данные о степени понижения интенсивности в центральной части диммингов, обозначенных соответствующими номерами на рис. 5.3 с, проинтегрированной по площадкам размером 22″ х22″. Пониженный уровень интенсивности в диммингах, как в корональных линиях, так и в линии переходного слоя, сохранялся на протяжении нескольких часов. Из приведенных на рис. 5.3 кривых видно, что самую большую глубину (40−70%) имели компактные димминги в корональных линиях 175 и 284 А вблизи локализации вспышки. В линии переходного слоя 304 А глубина этих диммингов также значительна (30−60%). однако в полосе 304 А развитие димминга 2 не только по площади (см. выше), но и по глубине происходило с заметной временной задержкой по сравнению с диммингами в корональных линиях, что указывает на распространение возмущения от короны к переходному слою и хромосфере Солнца.

В период экстремально высокой активности Солнца в октябре-ноябре 2003 г. произошли значительные корональные выбросы массы (КВМ), в том числе, типа гало, зарегистрированные при помощи коронографов белого света SOHOA-, ASCO. Вспышки и КВМ, сопровождавшиеся корональными волнами и диммингами, наблюдались комплексом аппаратуры СПИРИТ в каналах 175 и 304 А .На рис. 5.4 показана структура диммингов, наблюдавшихся после эруптивных событий с 23 октября по 2 ноября 2003 г. в канале 175 А. Широкомасштабный характер диммингов в событиях данной серии показал, что в процесс КВМ вовлекалась значительная часть солнечной атмосферы. Примечательно, что картина диммингов во многом повторялась в последовательных событиях. Это свидетельствует о гомологии рассматриваемых эруптивных событий, т. е. о том, что корональные структуры, участвовавшие в образовании КВМ, воспроизводились несколько раз одной и той же долгоживущей конфигурацией глобального магнитного поля.

Наблюдения мощных событий октября-ноября 2003 г. выявили два важных преимущества телескопов СПИРИТ по сравнению с телескопом SOHO/EIT. Во-первых, благодаря различиям в спектральных диапазонах 175 (СПИРИТ) и 195 A (SOHO/EIT) и особенностям детектора СПИРИТ, в самой яркой фазе вспышки в изображениях СПИРИТа можно видеть значительно больше деталей, чем в соответствующих изображениях EIT. Последние искажены насыщением детектора из-за интенсивного свечения во время вспышек плазмы в очень горячей линии Fe XXIV 192 А, а также значительного уровня рассеянного света от вспышечных областей. На гелиограмме СПИРИТ таких эффектов перегрузки не наблюдалось, так как при очень высоких уровнях сигнала детекторы, в которых используются микроканальные пластины, переходят в нелинейный режим и не насыщаются.

Во-вторых, через 20−30 минут после вспышки изображения EIT покрываются «снегом», т. е. яркими точками, возникающими в результате воздействия на детектор мощного потока генерированных в данном событии энергичных частиц (протонов с энергией Е>40 МэВ и вторичных электронов), который часто сохраняется в течение нескольких часов. Гелиограммы СПИРИТ оставались чистыми в течение всего события, поскольку спутник КОРОНАС-Ф находился на сравнительно низкой орбите и был защищен от воздействия этих частиц магнитосферой Земли. В качестве примера, на рис. 5.5 показано сравнение разностных изображений в каналах СПИРИТ 175 А и EIT195 А для вспышки 28 октября 2003 г.

Исследования корональных волн и распространения диммингов

26 октября 2003 г. телескоп СПИРИТ одновременно с телескопом SOHO/EIT около 06 UT наблюдал вспышку класса ЗВ/Х1.2, произошедшую в активной области 486 и сопровождавшуюся КВМ типа частичного гало. В интервале 06:21—06:46 UT оба телескопа зафиксировали корональную волну (иначе называемую «EIT-волной»). Обычно корональные волны фиксируются телескопом EIT в режиме мониторинга КВМ с частотой кадров 1 раз в 12 мин, и за время распространения волны (25−30 мин) удается получить не более 2−3 кадров, по которым трудно оценить момент возникновения и скорость распространения волны. В данном случае, из-за различия времени регистрации волна наблюдалась обоими телескопами на 5 кадрах, причем данные обоих телескопов хорошо дополняли друг друга (рис. 5.8). Комбинируя эти изображения, было получено, что средняя скорость распространения волны составила около 190 км/сек. Волна распространялась от активной области 486 по корональным структурам в направлении северного полюса, не пересекая другие активные области. Перемещение фронта корональной волны не привело к расширению границ диммингов, и это означает, что утверждение в статье Thompson и др. о том, что фронт корональной волны представляет собой внешнюю границу распространяющегося димминга, не имеет общего характера.

В период 17−18 ноября 2003 г. телескоп СПИРИТ на борту орбитальной станции КОРОНАС-Ф регистрировал изображения Солнца одновременно в двух каналах — 175 и 304 A. Наблюдения выполнялись с интервалом 15 мин на незатенённых участках орбит продолжительностью 47 мин. КВМ сопровождались диммингами возникшими на диске вблизи места эрупции. Для исследования структуры диммингов по данным, полученным телескопом СПИРИТ, были построены фиксированные разностные изображения с предварительной компенсацией вращения Солнца.

Во время эруптивного события 17 ноября (начало КВМ 08:50 UT) в южной части диска образовался гигантский димминг длиной почти 600 тыс. км (рис. 5.9 слева и в центре). Границы этого димминга на разностных изображениях в каналах СПИРИТ 175 и SOHO/EIT 195 A практически совпали. По времени прохождения возмущения через участки, отмеченные квадратиками 1−4 (на рис. 5.9 справа приведены графики производных от интегральной интенсивности в линии 195 A), средняя скорость распространения фронта понижения интенсивности в (рис. 5.10) оказалась равной 258 км/с, что близко к средней скорости распространения корональных волн 250−400 км/с. Отметим, что в данном событии распространение корональной волны телескопами СПИРИТ и EIT не было зафиксировано, что подтверждает приведенный выше вывод об отсутствии однозначной связи диммингов с корональными волнами.

Наблюдение транзиентного явления во время эрупции 17 ноября 2003 г.

Во время событий 18 ноября 2003 г. наблюдалось связанное с эрупцией транзиентное явление — прохождение через диск расширяющегося Y-образного облака, отчетливо видимого как темная тень в линии переходного слоя (Не И, Т=0.08 МК) и почти невидимого в корональных линиях 175 и 195 A. Облако наблюдалось в пределах диска с 08:23 до 08:54 UT, то есть через 17 мин после того, как в области 1 произошел КВМ (08:06 UT) и через 11 мин после начала вспышки класса М3.9 по данным GOES (08:12 — 08:59UT). Скорость перемещения облака по диску составила около 200 км/с. По наблюдениям в линии На, в интервале 07:40 — 07:50 UT в окрестности AR0501 произошло исчезновение большого волокна. По данным LASCO, КВМ наблюдался в белом свете на расстоянии более двух радиусов, начиная с 08:50, и имел скорость порядка 1660 км/с. После того, как темное облако покинуло пределы диска, новых КВМ коронографом LASCO не наблюдалось. Все наблюдавшиеся явления связаны, по-видимому, с возвратным протуберанцем, образовавшимся из части эруптирововавшего волокна. Основная масса волокна оторвалась от поверхности Солнца и ушла в виде ядра КВМ, наблюдавшегося в LASCO. Другая часть не набрала нужной скорости, в виде расширяющегося холодного облака прошла над диском и возвратилась на поверхность Солнца. Потемнение порядка 40−50%, наблюдавшееся в линии 304 A и не наблюдавшееся в то же время в линиях 175 и 195 А, можно объяснить резонансным рассеянием излучения нижележащих слоев ионами Не II возвратного облака.

По частному сообщению Ж.-П. Делабудиньера, похожие явления наблюдались ранее телескопом Е1Т на 80Н0, однако только в виде одиночных кадров, поскольку в линии 304 А интервал измерений составляет 6 часов. В эксперименте СПИРИТ динамика явления в нескольких длинах волн была исследована впервые.

3.3. Использования данных наблюдений для решения задач физики солнечной атмосферы.

Впервые прослежен процесс длительной эрупции горячей плазмы (10 МК) в дальнюю корону. В этом явлении в линии М^ХП высота горячей структуры над лимбом достигает 0,7 радиуса Солнца, при этом наблюдается корреляция его существования с явлениями, регистрируемыми оптическим коронографом на 80Н0 в этом секторе короны. Отличительной особенностью связанных с горячими структурами эруптивных явлений (ЭЯ) является большой разброс в яркости и характере динамики. Возможными кандидатами на отождествление этих образований являются постэруптивные аркады. Образование такой аркады обычно протекает бурно с последующим переходом к более спокойной стадии. Длительное существование постэруптивных аркад предполагает продолжительное энерговыделение высоко в короне, что может обеспечиваться процессами медленного пересоединения.

Одна из таких аркад наблюдалась 22 октября 2001 аппаратурой СПИРИТ, телескопом УоЬкоЬ/БХТ, радиотелескопами ССРТ и РАТАН-600. Оценки продольной компоненты магнитного поля привели к значениям В</ > 75 Г. Температура большей части аркады, включая наиболее яркую её часть, составила 6 МК, температура её верхнего края доходит до 8 МК. Мера эмиссии в столбе 2,46″ х2,46″ для яркой области составила 2,5−1045 см" 3, а для разрешаемых менее ярких снижающихся ног-петель -5−1044 см" 3 при минимальной величине 2,5−1044 см" 3. Плотность плазмы в яркой части, в предположении что глубина области равна ее поперечному размеру, составила 5−109 см" 3. Высокая яркость центральной части аркады может быть и оптическим эффектом: возможно, что яркость петель одинакова по высоте, но при их ориентации вдоль луча зрения дифференциальная мера эмиссии вершин петель набирается вдоль их верхних частей.

В эксперименте СПИРИТ реализованы различные программы наблюдений с использованием каналов магния, включающие одновременные наблюдения в разных каналах, долговременные непрерывные наблюдения на солнечно-синхронных орбитах, наблюдения быстропротекающих процессов, в том числе вспышек. Накопленные экспериментальные данные позволили исследовать пространственную структуру, динамику и физические механизмы свечения плазменных образований, наблюдаемых в рентгеновских монохроматических изображениях.

Для моделирования температурного состава мягкого рентгеновского излучения (МРИ) плазмы солнечной короны были использованы данные, полученные одновременно с помощью прибора РЕС в эксперименте СПИРИТ на борту КОРОНАС-Ф, рентгеновского монитора GOES (Geosynchronously Operational Environmental Satellite) и каналов наиболее мягкого рентгеновского излучения на спутнике RHESSI (Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager). Была выполнена абсолютная калибровка потоков в канале магния по данным временных профилей излучения в двух каналах (1−8и0.5−4А) рентгеновского монитора GOES, а также пространственная привязка источников вспышек по данным спутника RHESSI.

Сравнения полных (от всего Солнца) потоков излучения в линии 8.42 A (РЕС) и диапазоне 1 — 8 A (GOES -8), проведенные при анализе монохроматических изображений MgXII, обнаружили хорошее совпадение в пределах статистических ошибок (порядка 10%) их временных профилей, характеризуемых значительными изменениями интенсивности в течение длительных интервалов, за исключением относительно коротких промежутков времени в период максимальной фазы вспышечных событий (рис. 4.6, 4.7). Для более детального исследования корреляции в динамике рентгеновских потоков были использованы результаты серии непрерывных наблюдений с помощью рентгеновского спектрогелиометра РЕС в период с 6 по 28 февраля 2002 г. В течение этого периода в изображениях в линии MgXII наблюдались вспышечные и другие транзиентные события, а также развитие комплексного крупномасштабного и протяженного во времени явления, упомянутого в п. 4.2 и названного ранее «пауком» .

Сравнение динамических характеристик временных профилей потоков в линии 8.42 A и диапазоне 1 — 8 A позволили условно разделить все события на три типа: короткие импульсного типа (ИС), длительные «градиентные» события (ДГС), связанные с появлением паука, и прочие комплексные события, например, импульсные с длительным затуханием (импульсные долгоживущие события, ИДС), либо ДГС,

ИС вклад горячей компоненты является доминирующим, в то время как для ДГС основной вклад вносит переходная плазма с промежуточными температурамиразвитие интенсивности последней опережает по времени нарастание горячей компоненты и длится существенно дольше. Важно также отметить существенное отличие результатов расчета температуры и МЭ по МТП и ОТМ: в МТП модели нарастание МЭ практически совпадает с нарастанием температуры в отличие от ОТМ, для которой характерна существенная временная задержка для роста МЭ по сравнению с температурой. Как видно из рисунка средняя температура для многих событий значительно ниже, а МЭ выше соответствующих значений в ОТМ.

Сопоставление результатов расчетов по МТП модели с данными 11НЕ881 показало следующее. Для событий импульсного типа (ИС) в 10:26 и 14:00 ИТ МЭ по до -1

МТП модели и по данным 1ШЕ881 составили 2.9 и 0.5×10 см". Такое согласие результатов МТП модели с данными КНЕ881 указывает на согласованность данных в использованных экспериментах, высокое качество моделирования и точность определения межкалибровочных констант. На рис. 21 дается сравнение временных потоков и изображений в канале магния и ЯНЕЗБ!

Рис. 3.7. Сравнение временных потоков и изображений в канале магния и 11НЕ881.

Важным результатом является также то, что расчеты по МТП модели, выполненные с фотосферными обилиями, не позволяют получить удовлетворительного согласия с данными 1ШЕ881.

Сравнение результатов расчетов временных зависимостей потоков с расчетами по модели показали, что отличие от строго линейной зависимости обусловлено вкладом светимости холодной компоненты для периода нарастания и спада интенсивности и горячей компоненты в максимальной фазе вспышек, причем указанные светимости связаны с механизмом тормозного излучения на протонах. Таким образом, в рамках МТП модели удалось дать количественную интерпретацию наблюдаемого соотношения интенсивностей каналов магния и GOES (1−8 A). На фазе роста и затухания вспышек основная МЭ источника содержится в переходной плазме с температурой 4−10 МК, что обеспечивает пропорциональность полной интенсивности в канале GOES интенсивности в канале MgXII за счет слабой зависимости отношения температурных коэффициентов в этом интервале. В период максимальной фазы интенсивность в канале GOES заметно отличается (больше) интенсивности в магниевом канале благодаря существенному вкладу горячей компоненты (10−20 МК) в полную интенсивность в этот период времени, что связано с определяющим вкладом непрерывного (тормозного) излучения на протонах в функцию светимости в канале GOES.

Указанное выше отступление от линейного закона для потоков в линии и спектральном интервале может быть вызвано следующими физическими причинами: либо изменением температуры (например, при нагреве плазмы на импульсной стадии вспышки или остывании на стадии спада, когда поток в линии слабее потока в интервале 8−12 МК при малой Т<8 МК или большой Т>12 МК), либо изменением функции светимости, связанным с неравновесным механизмом свечения (например, при наличии надтепловых электронов).

По данным XUY каналов спектрогелиографа РЕС была проведена диагностика электронной плотности для различных структур в солнечной короне. Диагностика проводилась с использованием базы данных CHIANTI. Рассчитанные значения электронной плотности составили:

• для спокойного Солнца (координаты: N80−90 Е016- 09.2001, 03.59.36UT) -108'7см" 3;

• для активной области NOAA AR 9765 (29.12.2001 14:48:53 UT) — 1093см" 3;

• для вспышки балла М5.6 (AR 9608 16.09.2001 03:59:36 UT) >109 7см" 3;

• для вспышки балла М7.6 (AR 9628, 25.09.2001 04:50:42 UT) — Ю10см" 3.

С помощью линий, относительные интенсивности которых чувствительны к температуре в интервале 0.5 — 20 МК, но не зависят от электронной плотности, были рассчитаны распределения дифференциальной меры эмиссии (ДМЭ) с температурой двумя методами: (1) на основе метода, входящего в пакет CHIANTI и (2) итерационного метода на основе теоремы Байеса. ДМЭ, рассчитанная методом CHIANTI, дает больший разброс в отношении наблюдаемых интенсивностей к рассчитанным, обеспечивая ее среднее значение, что приводит к более плавной зависимости от температуры. Дальнейшие исследования относительных интенсивностей линий в спектрах различных плазменных образований с привлечением большего массива данных должны показать степень надежности метода Байеса и соответствующих распределений ДМЭ. Важным результатом является подобие в зависимости ДМЭ этих областей от температуры для широкого интервала температур до 8 МКпри большей температуре два из шести источников имеют ярко выраженный максимум при температуре порядка 15 МК, что, насколько нам известно, не наблюдалось ранее.

Другим важным результатом диагностики горячей плазмы в активных образованиях в солнечной короне является определение механизма свечения плазмы «паука» в мягком рентгеновском излучении на основе сравнения данных, полученных в ВУФ и мягком рентгеновском диапазонах спектра. На рис. 3.8 для события 28/29.12.2001 даны изображения в «горячем» (8−12 МК) канале MgXII спектрогелиографа РЕС и «холодном» (порядка 2 МК) канале вблизи 195 A телескопа EIT (Extreme Ultravaliot Imaging Telescope) на спутнике SOHO (Solar Heliospheric Observatory). Из рисунка видна радиально (вдоль радиуса Солнца) вытяну тая структура «паука» в рентгеновском («горячем») изображении РЕС и постэруптивная («холодная») аркада магнитных петель, группирующихся в перпендикулярном направлении.

Рис 3.8. Изображения «паука» 29.12.2001 в линии Mg XII 8.42 А и спектральном участке вблизи 195 А (по данным SOHO/EIT).

За счет удачной ориентации прибора РЕС в период наблюдения (в XUV канале 280−330 А «паук» был направлен вдоль оси, перпендикулярной направлению дисперсии) оказалось возможным исследовать зависимость температурных распределений ДМЭ вдоль солнечного радиуса. На рис. 3.9 представлены эти распределения для трех расстояний от солнечного лимба, а также для активной области на лимбе. Из рисунка отчетливо видно неравномерное распределение горячего вещества (ДМЭ) в зависимости от солнечного радиуса в интервале температур 8−12 МК. log Т К]

Рис. 3.9. Распределение ДМЭ «паука» наблюдавшегося 29.12.2001 г., полученное на разных высотах над солнечным лимбом.

Рентгеновские монохроматические изображения в резонансной линии Mg XII, полученные с высоким пространственным разрешением порядка 8 секунд дуги в сочетании с ВУФ спектрами, а также данными о временных профилях и изображениях мягкого рентгеновского излучения (МРИ) со спутников GOES, YOHKOH и RHESSI позволили получить принципиально новую информацию о структуре, динамике и физических характеристиках (распределении электронной плотности, температуры и давления) в горячих плазменных образованиях с температурой от 4 до 20 и более МК. Многотемпературный анализ, выполненный по результатам таких комплексных одновременных наблюдений в разных спектральных интервалах, показал, что температура, традиционно определяемая методом фильтров, может превышать в 2−3 раза, а мера эмиссии (МЭ) на порядок и более занижать, соответственно, среднюю температуру и значение полной МЭ вспышечных областей. В частности, в области уникально мощной вспышки 7 сентября 2005 г. максимум температурного распределения вещества составил величину порядка 10 МК, в то время как по однотемпературной модели во вспышках наиболее высокого балла были определены температуры порядка 40 МК.

Важным результатом исследования временных профилей потоков МРИ прибором РЕС и монитором GOES является обнаружение во всех вспышечных событиях «переходной» плазмы с промежуточной температурой 4−10 МК, дающей значительный до 70% и более, вклад в энергобюджет вспышечных процессов. Наиболее существенным образом такая плазма влияет на динамику долговременных градиентных событий (ДГС), например, т.н. «пауков», впервые обнаруженных и исследованных с помощью серий монохроматических изображений в канале магния. Анализ морфологических особенностей и диагностика температурных и плотностных пространственных распределений показали принципиальное отличие таких вспышечных явлений от обнаруженных ранее в эксперименте Yohkoh., что свидетельствует о различных механизмах их образования и развития. Отличие во временном ходе, пространственных масштабах, плотностных градиентах и максимальной плотности (около двух порядков величины) в импульсных событиях (ИС) и отмеченных выше ДГС также указывает на специфический характер механизма образования последних, в отличие от выводов о едином происхождении обоих событий, сделанных авторами работ по анализу данных Yohkoh. Таким образом, наличие новых данных, полученных приборами РЕС, приводит к необходимости пересмотра интерпретации ряда результатов количественного моделирования процессов образования и развития вспышечных явлений. Важно также отметить высокую наблюдаемую корреляцию ДГС (пауков) с выбросами корональных масс (ВКМ), изучение которых имеет важное прикладное значение для исследований солнечно-земных связей и космической погоды.

Для выяснения связи крупномасштабных диммингов с глобальной структурой магнитного поля был проведен анализ изменения интенсивностей корональных структур в границах отдельных участков диммингов в периоды времени, предшествующие эрупции. Для событий 28 октября и 17 ноября 2003 г. были построены карты областей диммингов и временные профили изменения интегральных интенсивностей в границах каждой области (рис. 23). Обычно карты диммингов получаются вычитанием из изображения Солнца, снятого через 0,5−1 час после эрупции, базового изображения, снятого непосредственно перед началом эрупции (за момент начала эрупции обычно принимается расчетное время отрыва КВМ от поверхности Солнца, экстраполируемое по распространению КВМ в коронографе видимого света на расстояниях более 2 R). В данном случае мы исследовали вариации яркости корональных структур в пределах областей диммингов за несколько часов (до 12) перед эрупцией. Был проведен анализ временных корреляций временных профилей интегральной интенсивности каждой из областей диммингов с профилем области, вносящей наибольший вклад в полную интенсивность димминга.

Степень корреляции оценивалась по величине коэффициента линейной корреляции Пирсона, рассчитываемого за период времени 4−6 часов до начала эрупции. Было обнаружено, что большинство участков показывают высокую корреляцию выше доверительного уровня в 50%, соответствующего статистике наблюдений, но для некоторых участков эта корреляция существенно ниже. Можно предположить, что при высокой корреляции вариации интенсивности вызваны одним и тем же эруптивным событием, при низкой — происходят из-за наложения других параллельных процессов. Интересно, что после начала эрупции положительная корреляция в участках первого типа резко падает или даже становится отрицательной. Характерным поведением интенсивности участков с высокой корреляцией, относящихся к основному диммингу, является заметное уярчение (до 10−20%) за 1−2 часа до момента эрупции, за которым следует сначала плавный, затем резкий спад, достижение минимума через 0,5−1 часа после эрупции и медленное восстановление, иногда до первоначальной яркости, в течение нескольких часов (или десятков часов). При этом, временной ход интегральных интенсивностей в корональных линиях 175 и 195 А практически одинаков, в линии переходного слоя 304 А минимум достигается позже, он заметно менее глубокий, и восстановление происходит быстрее (рис. 3.10).

Рис. ЗЛО. Временной ход профилей полных диммингов в корональных линиях 175 и 195 А и линии переходного слоя 304 А.

Возможным объяснением скоррелированных вариаций яркости в удаленных друг от друга областях крупномасштабных диммингов является связь пространственно разделенных участков диммингов через глобальные магнитные структуры, которые разрушаются или вообще исчезают в результате эрупции. Примером таких структур являются так называемые «трансэкваториальные» магнитные петли, которые иногда удается наблюдать в рентгеновском диапазоне, а также обнаруживать по проявлениям в виде всплесков II рода в метровом диапазоне. Таким образом, результаты исследований диммингов в эксперименте СПИРИТ свидетельствуют о глобальном характере КВМ в период высокой солнечной активности.

Заключение

С помощью комплекса СПИРИТ, состоявшего из солнечных телескопов СРТ-К и спектрометров РЕС-К и работавшего на спутнике КОРОНАС-Ф с августа 2001 по декабрь 2005 г., получены уникальные данные о структуре и динамике солнечной атмосферы в диапазоне температур 0.05−20 МК, представляющие собой новую ступень в исследовании фундаментальных процессов солнечной активности.

Впервые в приборе РЕС-К был реализован метод многоканальной монохроматической изображающей спектроскопии всего Солнца в рентгеновской и крайней ВУФ области длин волн. Уникальный банк данных спектрогелиограмм составил основу для исследования характеристик как известных структурных образований в солнечной атмосфере (активные области, корональные дыры), так и новых, впервые наблюдавшихся в монохроматических рентгеновских изображениях.

К важнейшим приоритетным результатам, полученным в эксперименте СПИРИТ, можно отнести следующие:

В линии М^ XII (8.4 А) обнаружен и исследован новый класс явлений — горячие (Т=5−20 МК) плазменные образования в солнечной короне на высотах до 0,6 радиусов Солнца, характеризуемые специфической формой и динамикой;

В диапазоне 177−335 А получены спектры более чем 30 мощных вспышек, значительно расширена база каталога спектральных линий (со 100 до 160 линий);

Проведена диагностика электронной плотности, ионного и химического состава и дифференциальной меры эмиссии различных солнечных структур, включая корональные дыры и вспышки;

В совместных наблюдениях приборами СПИРИТ и СПР-Н, выполненных группами ФИАН и Научно-исследовательского института ядерной физики им. Д. В. Скобельцына (НИИЯФ МГУ) впервые в мощной вспышке балла XI0 29 октября 2003 г. надежно зарегистрирована высокая (до 80%) степень поляризации непрерывного рентгеновского излучения (от 20 до 100 КэВ), что свидетельствует о нетепловом механизме выделения энергии в области вспышки.

Реализована программа наблюдений ряда самых мощных за последние 30 лет вспышек на Солнце, с 20.10.03 по 05.11.03- 01.01.05 по 05.01.05 и с 04.09.05 по 19.09.05. Получены квазинепрерывные ряды изображений полного Солнца в каналах 175 А (Бе 1Х-Х1) и 8.42 А (М§ ХП). Анализ данных показал, что абсолютный поток в

2 2 1 максимальной фазе ~Х30 вспышки 04.11.03 в линии MgXII составил 5−10″ эрг-см с", а мера эмиссии более 1051 см" 3.

С помощью регистрации синхронных изображений всего солнечного диска в каналах 175 и 304 A получены новые данные о динамике эруптивных процессов в переходном слое и короне Солнца, в частности, о развитии диммингов, наблюдаемых в ВУФ-области спектра и свидетельствующих об истечении плазмы в процессе развития корональных выбросов массы (КВМ). Показано, что широкомасштабные димминги, возникающие в периоды высокой солнечной активности, являются индикаторами магнитных связей между удаленными друг от друга центрами активности, и тем самым указывают на то, что КВМ имеют глобальную природу.

Установлено, что быстрый нагрев солнечной плазмы до температур около 10 млн. К, наблюдающийся в короне Солнца во время вспышек, не может быть объяснен в рамках так называемой модели толстой мишени, традиционно использующейся для объяснения энерговыделения вспышек. Согласно этой модели эффективный нагрев плазмы и интенсивное рентгеновское излучение вспышек могут формироваться только в плотных слоях атмосферы Солнца (фотосфере и хромосфере), а не в разреженной короне. Наблюдения СПИРИТ показали, что такие представления находятся в противоречии с экспериментом. Для устранения этого противоречия были предложены модифицированные модели энерговыделения во вспышках, эффективно работающие в условиях низкой корональной плотности плазмы и находящиеся в хорошем согласии с результатами эксперимента.

Таким образом, полученная в эксперименте СПИРИТ совокупность данных впервые позволяет проследить структуру и динамику плазмы верхней атмосферы Солнца в широком диапазоне параметров: по высоте — от хромосферы до 5 радиусов Солнца, по температуре — от десяти тысяч до тридцати миллионов градусов, по длительности наблюдения явлений — от секунд до нескольких солнечных оборотов и по пространственному разрешению -3−5 угловых секунд.

Уровень и масштаб результатов эксперимента СПИРИТ сопоставим с достижениями таких эпохальных экспериментов как SOHO и YOHKOH, осуществленных благодаря усилиям международных научных консорциумов и космических агентств США, Европы и Японии. До 2010 г. — начала следующего максимума солнечной активности этот архив послужит одним из основных источников данных для отечественных и международных исследований и планирования новых экспериментов, необходимых для решения фундаментальных проблем физики солнечной атмосферы и солнечно-земных связей.

Благодарности

Автор выражает благодарность научному руководителю экспериментов ТЕРЕК, РЕС и СПИРИТ И. А. Житнику, научному руководителю диссертационной работы

A.М.Урнову, сотрудникам ФИАН Э. А. Аветисян, В. К. Бардину, А. Л. Гончарову, Ю. С. Иванову, А. П. Игнатьеву, В. В. Крутову, C.B. Кузину, В. М. Ломковой, А. В. Митрофанову, Т. Н. Насонкиной, Н. М. Потапову, С. Н. Опарину, Е. М. Рогозину, В. А. Слемзину,

B.А.Соловьеву, В. Ф. Суханову, Н. К. Суходрев, И.П. Т. А. Шергиной, С. А. Богачеву сотруднику ГАИШ МГУ О. И Бугаенко и сотрудникам ИФМ РАН H.H. Салащенко,

C.А.Зуеву, В. В. Лучину, сотрудникам КБ «Южное», ИЗМИРАН, ИКИ РАН, ИФМ РАН, МИФИ и других организаций, принимавших участие в подготовке и реализации эксперимента на спутниках КОРОНАС-И и КОРОНАС-Ф. Автор признателен В. В. Гречневу, В. И. Микерову, за плодотворные дискуссии.