Самый внешний слой атмосферы Солнца (солнечная корона) имеет температуру выше 1.000.000°C, в то время как видимая поверхность Солнца (фотосфера) обладает температурой всего лишь около 6000°C. Обычно температура падает по мере удаления от нагретой поверхности. И, если мы попытаемся проверить, выполняется ли это для Солнца, и начнем подниматься вверх от его поверхности, то сначала мы обнаружим, что температура действительно падает. Однако затем, после подъема на очень незначительную высоту температура неожиданно начинает очень быстро расти и достигает чрезвычайно больших значений. Существует несколько предположений о механизме этого нагрева, однако ни одно из них пока не является настолько убедительным, чтобы ответить на все возникающие вопросы. В настоящее время природа процессов, которые нагревают корону Солнца до высоких температур (и ускоряют солнечный ветер) представляет одну из наиболее значительных солнечных "тайн".
Природа солнечных вспышек
В областях Солнца расположенных около пятен, иногда происходят взрывные процессы, во время которых окружающая плазма нагревается до температур в десятки миллионов градусов за времена порядка нескольких секунд. Эти явления получили название солнечных вспышек. Очень часто вспышки сопровождаются корональными выбросами массы, во время которых в межпланетное пространство попадают биллионы тонн горячей ионизованной плазмы. Эта плазма распространяется во всех направлениях, в том числе и в сторону Земли, где вызывает магнитные бури. Причины, возникновения солнечных вспышек и корональных выбросов массы являются еще одной загадкой, не имеющей в настоящее время понятного и однозначного объяснения. Несомненно, благодаря наблюдениям Солнца мы знаем очень много подробностей и о вспышках и о выбросах и даже понимаем основные физические принципы, благодаря которым эти явления становятся возможными, но, несмотря на это, мы все еще не можем предсказать, когда и где произойдет очередная солнечная вспышка и насколько сильной она будет.
Происхождение солнечного цикла
Приблизительно каждые 11 лет число солнечных пятен, видимых на поверхности Солнца, увеличивается от нуля (или очень малого значения) до 100 и более, а затем снова уменьшается до нуля в начале следующего солнечного цикла. Природа и причины этого процесса представляют, возможно, наибольшую загадку современной физики Солнца. Как и в случае с солнечными вспышками, существуют общие представления о природе данного явления, которое, видимо, связано с динамо-процессами в конвективном слое Солнца, однако мы все еще не в состоянии построить модель, которая достоверно предсказывала бы число солнечных пятен на Солнце в будущем. Проблема цикличности солнечной активности тесно связана с проблемой предсказания космической погоды.
Потерянные нейтрино
Солнце должно производить количество нейтрино, которое более чем в два раза превышает их число, наблюдаемое в действительности. Эти "призрачные" субатомные частицы высвобождаются во время ядерных реакций, происходящих в солнечном ядре. Затем они проникают сквозь Солнце и уходят в окружающее пространство. Регистрация нейтрино чрезвычайно сложна, но результаты сразу нескольких независимых экспериментов подтверждают, что только приблизительно треть от ожидаемого числа нейтрино регистрируется на Земле. Ученые, специализирующиеся в области физики Солнца, пытались изменить модель строения Солнца и модель его эволюции, чтобы объяснить пониженное число нейтрино. Эти попытки, однако, не увенчались успехом. Все это ставит перед учеными вопрос о том, насколько правильно фундаментальные физические теории объясняют, что такое нейтрино и как они образуются. Не исключено, что ответ на этот вопрос перевернет не теорию Солнца, но и наши представления о физике в целом.
ТЕСИС - это комплекс космических телескопов, разрабатываемый в Лаборатории рентгеновской астрономии Солнца Физического института Российской Академии наук (ФИАН) для исследования структуры и динамики солнечной короны с пространственным разрешением до 2 угловых секунд и временным разрешением менее 30 секунд.
В состав ТЕСИС также входит солнечный спектрофотометр Сфинкс (SphinX; Solar PHotometer In X-rays), созданный в Центре космических исследований Польской Академии наук (Space Research Centre, Polish Academy of Sciences, Wroclaw) .
Основной целью эксперимента является осуществление непрерывного мониторинга и анализа активности Солнца и поиск ответов на наиболее актуальные вопросы физики Солнца, такие как проблема нагрева короны Солнца, механизм солнечных вспышек, природа солнечного цикла и другие.
ТЕСИС установлен на борту российского спутника КОРОНАС-ФОТОН (последнего из трех аппаратов программы космических исследований КОРОНАС), запуск которого состоялся 30 января 2009 года с космодрома Плесецк Архангельской области. Гарантийный срок работы спутника и его научной аппаратуры составляет 3 года. За это время комплексом телескопов ТЕСИС будет получено не менее миллиона новых изображений солнечной короны, солнечных вспышек, выбросов корональной массы и иных явлений, а также записано более 200 часов видематериалов.
Значительная часть полученной информации будет доступна для просмотра и анализа специалистам в области физики Солнца и любителям астрономии через ежедневно обновляемые каталоги и галереи изображений.
Научные задачи ТЕСИС
Исследование структуры и динамики солнечной короны и переходного слоя солнечной атмосферы в диапазоне температур 0.05-20 млн К.
Мониторинг и регистрация солнечных вспышек. Исследование механизмов их возникновения и особенностей развития по анализу временных профилей и спектров вспышечного излучения и изменению структуры магнитных полей в области вспышек.
Спектральная диагностика (определение плотности и температурного состава) горячей плазмы активных областей и областей вспышек.
Исследование нестационарных явлений (выбросов корональной плазмы, эруптивных протуберанцев, транзиентных феноменов) в атмосфере Солнца и изучение их геомагнитной эффективности.
Разработка методов раннего прогнозирования магнитных бурь и возмущений в земной магнитосфере.
Состав инструментов ТЕСИС
Комплекс аппаратуры ТЕСИС включает 5 научных инструментов:
Изображающий спектрогелиометр в линии MgXII 8.42 A (MISH - the MgXII Imaging Spectroheliometer)
Спектрогелиометр крайнего ультрафиолетового диапазона (EUSH - the EUV Spectroheliometer)
Два телескопа крайнего ультрафиолетового диапазона (FET - the Full-disk EUV Telescopes)
Коронограф крайнего ультрафиолетового диапазона (SEC - the Solar EUV Coronograph)
Исследование пространственного распределения и динамики горячей солнечной плазмы в области температур около 10 млн К
Спектрогелиометр Брэгга со сферическим изогнутым кристаллическим зеркалом
Дублет линий водородоподобного иона MgXII 8.418 A и 8.423 A
1°.15
(полный диск Солнца)
2 угл. сек. на пиксель
EUSH
Спектральная диагностика физических параметров (плотности и температуры) солнечной плазмы в области температур 0.05-20 млн К
Спектрогелиометр крайнего ультрафиолетового диапазона с дифракционной решеткой наклонного падения и фокусирующим многослойным параболическим зеркалом
Диапазон 280-330 A
1°.24
(Полный диск Солнца сжатый вдоль оси дисперсии)
4.4 угл. сек. ( перпендикулярно оси дисперсии) 1.5 угл. мин. (вдоль оси дисперсии)
FET (телескоп 1)
Получение изображений Солнца с высоким пространственным и угловым разрешением в обласли температур около 15 млн К
Телескоп системы Гершеля с многослойным параболическим фокусирующим зеркалом
Диапазон 130-136 A
1°.0 (полный диск Солнца)
1.7 угл. сек. на пиксель
FET (телескоп 2)
Получение изображений Солнца с высоким пространственным и угловым разрешением в обласли температур около 50 тыс К
Телескоп системы Гершеля с многослойным параболическим фокусирующим зеркалом
Диапазон 290-320 A
1°.0 (полный диск Солнца)
1.7 угл. сек. на пиксель
SEC
Исследование структуры и динамики корональных выбросов вещества на расстояниях до 4 солнечных радиусов
Коронограф системы Ричи-Кретьена
Диапазон 290-320 A
2°.5 (внутренняя и внешняя корона на расстоянии от 0.7 до 4 солнечных радиусов)
5 угл. сек. на пиксель
Каждый из телескопов является автономным инструментом и способен работать независимо от других научных приборов, а также в комплексе с ними.
Изображающий спектрогелиометр в линии MgXII 8.42 A (MISH)
Инструмент
Спектрогелиометр Брэгга мягкого рентгеновского диапазона со сферическим изогнутым зеркалом
Угол Брегга
82o.08
Диапазон длин волн
дублет линий MgXII 8.418 A and 8.423 A
Фокальная длина
1376 мм
Апертура зеркала
71*103 мм
Поле зрения
1o.15 (полный диск Солнца)
Угловое разрешение
2 угл. сек на пиксель
Временное разрешение
от 1 сек (съемка области на Солнце) до 10 сек (съемка полного Солнца)
Детектор изображений
ПЗС матрица обратного падения размером 2048*2048 пикселей
Размер пикселя ПЗС матрицы
13.5*13.5 микрон
Инструмент MISH представляет собой изображающий спектрогелиометр Брэгга для регистрации монохроматических изображений Солнца в чрезвычайно узком спектральном диапазоне длин волн в котором располагается резонансный дублет линий водородоподобного иона MgXII с длинами волн 8.418 A и 8.423 A.
Спектрогелиометр состоит из следующих принципиальных элементов:
входное окно с закрывающейся панелью;
фильтр;
фокусирующее кристаллическое зеркало;
детектор излучения (ПЗС-матрица).
Оптическая схема MISH основана на принципе кристаллического отражения Брэгга с углом падения близком к нормальному (82o.08). Рентгеновское излучение Солнца фокусируется на ПЗС детекторе размером 2048*2048 пикселей с помощью сферического зеркала, изготовленного из изогнутого кристалла кварца. Интенсивное излучение видимого и ультрафиолетового диапазона отсекается двумя фильтрами, один из которых располагается во входном окне оптической системы, а второй напылен на поверхность ПЗС матрицы. После запуска космического аппарата спектрогелиограф MISH станет единственным в мире инструментом, предоставляющим изображения высокотемпературных корональных областей с температурой около 10 млн. градусов.
Приемник излучения (ПЗС матрица) позволяет разрешать на Солнце детали размером около 2 угл. секунд (примерно 1500 км). Поле зрения инструмента равно 1o.15, то есть полностью покрывает диск и корону Солнца на расстоянии более одного радиуса над его поверхностью. Благодаря этому спектрогелиометр получит возможность изучать пространственное распределение и динамику высокотемпературной плазмы не только на поверхности Солнца, но и на очень больших высотах.
Инструмент также позволит проводить серии непрерывных исследований Солнца с очень высоким временным разрешением (менее 10 секунд задержки между двумя последовательно полученными изображениями).
Спектрогелиометр полного диска Солнца крайнего ультрафиолетового диапазона с дифракционной решеткой наклонного падения и фокусирующим параболическим многослойным зеркалом
Диапазон длин волн
280 - 330 A
Фокальная длина
600 мм
Апертура зеркала
5*80 мм
Поле зрения
1o.24 (полный диск Солнца, сжатый вдоль направления дисперсии)
Спектральные линии
Линии ионов HeII, SiIX, SiXI, FeXIV-FeXVI, MgVIII, NiXVIII, CaXVII, AlIX, FeXXII и других
Угловое разрешение
4.4 угл. сек на пиксель (перпендикулярно дисперсии) и 1.5 угл. мин на пиксель вдоль дисперсии
Временное разрешение
30 - 600 сек
Детектор изображений
ПЗС матрица обратного падения размером 1024*2048 пикселей
Размер пикселя ПЗС матрицы
13*13 микрон
Инструмент EUSH является изображающим спектрогелиометром, работающем в крайнем ультрафиолетовом диапазоне в области длин волн 285-335 A. В этой области располагаются спектральные линии излучения ионов HeII, SiIX, SiXI, FeXIV-FeXVI, MgVIII, NiXVIII, CaXVII, AlIX, FeXXII, формирующиеся при температурах плазмы от 5*104 до 1.2*107 градусов, а также линии излучения некоторых других ионов.
Спектрогелиометр состоит из следующих принципиальных элементов:
дифракционная решетка;
многослойное фокусирующее зеркало;
фильтр;
детектор излучения (ПЗС-матрица).
Дифракционная решетка является диспергирующим элементом, пространственно разделяющим потоки излучения от разных линий диапазона 295-315 A.
Излучение видимого и ультрафиолетового диапазона блокируется тонкопленочными фильтрами, один из которых установлен во входном окне инструмента, а второй напылен на поверхность детектора - ПЗС матрицы обратного падения размером 1024*2048 пикселей.
Основной научной целью EUSH является многоволновая спектральная диагностика корональной плазмы: определение ее температурного состава, плотности и дифференциальной меры эмиссии путем сравнения интенсивности излучения одного объекта в разных спектральных линиях. В отличие от щелевых спектрометров, которые регистрируют излучение только от небольшой области Солнца, вырезаемой щелью, инструмент EUSH позволяет проводить одновременную диагностику плазмы всей солнечной атмосферы. Из за особенностей оптической схемы угловое разрешение спектрометра зависит от направления. Перпендикулярно оси дисперсии (ось Y изображения) разрешение составляет около 4.4 угл. сек. Вдоль оси дисперсии (ось X) изображение солнечного диска сжимается приблизительно в 20 раз. Благодаря этому изображения, полученные в различных линиях, не перекрываются. Угловое разрешение вдоль направления дисперсии приблизительно равно 1.5 угл. минуты.
Два телескопа крайнего ультрафиолетового диапазона (FET)
Инструмент
Телескопы системы Гершеля с многослойными параболическими зеркалами
Диапазон длин волн
130 - 136 A (телескоп I) и 290 - 320 А (телескоп II)
Фокальная длина
1600 мм
Апертура зеркала
круговая с диаметром 100 мм
Поле зрения
1o.0 (полный диск Солнца)
Угловое разрешение
1.7 угл. сек на пиксель
Временное разрешение
1 - 10 сек
Детектор изображений
ПЗС матрица обратного падения размером 2048*2048 пикселей
Размер пикселя ПЗС матрицы
13.5*13.5 микрон
Инстумент FET включает два телескопа системы Гершеля с многослойными параболическими зеркалами нормального падения.
Каждый из телескопов содержит следующие принципиальные элементы:
входное окно с закрывающейся панелью;
фильтр;
искусственная луна (только телескоп 2);
многослойное фокусирующее зеркало;
детектор излучения (ПЗС-матрица).
Первый телескоп работает в диапазоне длин волн 130-136 A, где во время солнечных вспышек доминируют линии излучения ионов железа FeXX 132.84 А и FeXXIII 132.91 A. Поскольку интенсивное излучение в этих линиях формируется при температуре плазмы не менее 10 млн. градусов, изображения, полученные первым телескопом, предоставят данные о пространственном распределении и динамике наиболее горячей солечной плазмы, появляющейся в короне только во время вспышек.
Второй телескоп регистрирует излучение в спектральном диапазоне длин волн 290-320 A, в котором помимо прочих находится чрезвычайно интенсивная линия ионизированного гелия HeII 303.8 A. Излучение в линии 303.8 A формируется плазмой с температурой около 70 тыс. градусов, располагающейся преимущественно в переходном слое солнечной атмосферы.
Оба телескопа могут работать одновременно, а также выполнять независимые программы наблюдений.
Изображение Солнца в обоих телескопах формируется параболическими зеркалами с многослойным покрытием. Видимое излучение и излучение ультрафиолетового диапазона блокируется тонкопленочными фильтрами, расположенными на фронтальной панели, а также напыленными на поверхность детекторов излучения. Входное окно второго телескопа, работающего в диапазоне длин волн 290-320 A, оснащено искусственной "луной". При закрытой луне это позволяет регистрировать слабое излучение короны Солнца на расстоянии от 0.2 до 4 радиусов Солнца. При наблюдениях дальней короны параболическое зеркало наклоняется с помощью специальной системы управляющих и фокусирующих механизмов.
Детекторами изображений в обоих телескопах являются ПЗС матрицы обратного падения размером 2048*2048 пикселей. Поле зрения (1o.0) позволяет в обычном режиме наблюдать полный диск и корону Солнца на расстоянии до 0.5 его радиуса. Угловое разрешение составляет около 1.7 угл. секунды на пиксель.
Временное разрешение телескопов зависит от режима наблюдений. При регистрации изображений полного диска оно примерно равно 10 секунд, а при наблюдении отдельных солнечных областей может быть уменьшено до 1 секунды.
кольцевая с внешним радиусом 85 мм и внутренним радиусом 25 мм
Поле зрения
2o.5 (солнечная корона от 0.7 до 4 радиусов Солнца над его поверхностью)
Угловое разрешение
5 угл. сек на пиксель
Временное разрешение
100 - 600 сек
Детектор изображений
ПЗС матрица обратного падения размером 2048*2048 пикселей
Размер пикселя ПЗС матрицы
13.5*13.5 микрон
Инструмент SEC - это солнечный коронограф системы Ричи-Кретьена, работающий в диапазоне длин волн 290 - 320 A, в котором располагается очень интенсивная линия излучения гелия HeII 303.8 A. Поле зрения инструмента (2o.5) позволяет наблюдать корону Солнца на расстониях от 0.7 до 4 радиусов над его поверхностью.
Коронограф состоит из следующих принципиальных элементов:
первичный фильтр;
первичное зеркало;
вторичное зеркало;
фильтр детектора;
детектор излучения (ПЗС-матрица).
Два зеркала, первичное и вторичное, отражают и фокусируют ультрафиолетовое излучение Солнца на детекторе изображений - ПЗС матрице обратного падения размером 2048*2048 пикселей. Излучение оптического диапазона блокируется двумя тонкопленочными фильтрами, один из которых находится во входном окне инструмента, а второй расположен перед ПЗС-детектором. Искусственная луна напылена непосредственно на поверхность детектора.
Основной научной задачей коронографа будет мониторинг и изучение корональных выбросов массы и исследование их связи с бурями в магнитосфере Земли.
Материалы предназначены только для ознакомления и обсуждения. Все права на публикации принадлежат их авторам и первоисточникам. Администрация сайта может не разделять мнения авторов и не несет ответственность за авторские материалы и перепечатку с других сайтов. Ресурс может содержать материалы 16+
