Главная | Случайная
Обратная связь

ТОР 5 статей:

Методические подходы к анализу финансового состояния предприятия

Проблема периодизации русской литературы ХХ века. Краткая характеристика второй половины ХХ века

Ценовые и неценовые факторы

Характеристика шлифовальных кругов и ее маркировка

Служебные части речи. Предлог. Союз. Частицы

КАТЕГОРИИ:






Науковий доробок установи з вивчення внутрішньої будови Сонця спеціальними астрофізичними методами




З середини 60-х рр. XX ст., з моменту випадкового відкриття коливань Сонця Р. Лейтоном, Р. Нойсом і Дж. Саймоном в обсерваторії Маунт-Вільсон (США) у 1961 р., у фізиці Сонця виникає новий напрям досліджень – вивчення його внутрішньої будови за спектром глобальних коливань. За аналогією з сейсмічним методом вивчення внутрішніх областей Землі напрям одержав назву геліосейсмологія. Американські вчені з вимірювань променевих швидкостей елементів сонячної поверхні визначили період їх осциляції (періодичний рух вгору і вниз), що тривав близько 5 хвилин. Згодом з'ясувалося, що ці коливання мають глобальний характер: зберігаючи фазу, вони поширювалися по всьому Сонцю, причому не тільки по поверхні, але й углиб.

З появою нових технічних можливостей була визначена структура зірки від зовнішніх шарів до енерговиділяючого ядра. За спостереженнями променевої швидкості фотосфери у Сонця виявлені осциляції з різними періодами – від 5 до 160 хв і більше, які мали різну фізичну природу. Акустичні коливання (p-моди) з періодом 5 хв спостерігалися або як коливання радіальної швидкості сонячної плазми, або як зміни температурної яскравості. Доведено, що даний тип осциляцій зосереджується переважно в конвективній зоні і майже не проникає до центру. Гравітаційні коливання (g-моди) з періодами десятки і більше хвилин мають максимальну амплітуду переважно в глибині Сонця. У 1974 р. співробітниками КрАО АН СРСР А.Б. Сєвєрним, В.А. Котовим, Т.Т. Цап і Бірмінгемського університету майже одночасно були опубліковані результати спостережень глобальних пульсацій Сонця з періодом близько 160 хв. У 1985 р. КрАО АН СРСР, зокрема авторам А.Б. Сєвєрному, В.А. Котову, Т.Т. Цап, вручено свідоцтво Держкомітету СРСР зі справ винаходів та відкриттів на відкриття № 274 «Свойство Солнца пульсировать периодически» з пріорітетом 2 липня 1975 р.

Оскільки при спостереженні з поверхні Землі осциляції яскравості затемнювалися атмосферою, а добова модуляція ускладнювала фіксування коливань, найбільш перспективними були позаатмосферні спостереження з борту космічних станцій з віддаленими від нашої планети траєкторіями руху. У 1985 р. сформульована ідея постановки геліосейсмологічного дослідження на радянській міжпланетній станції «Фобос» [11]. У липні 1988 р. до Марса запущено два космічні апарати – «Фобос-1» і «Фобос-2». На борту кожного з них здійснювався експеримент «ІФІР» («Міжпланетна геліосейсмологія за вимірюваннями іррадіації») з високоточного виміру яскравості Сонця в трьох спектральних інтервалах. Проект проводився на широкій міжнародній основі за участю Фізико-метеорологічної обсерваторії (Давос, Швейцарія), Лабораторії фізики зірок і планет (Верр'єр, Франція), Європейського космічного агенства (Франція, Нідерланди), КрАО АН СРСР і Центрального дослідницького інституту фізики (Будапешт, Угорщина ) [12, с. 23].

Науково-дослідна робота вчених КрАО АН СРСР А.В. Брунса, В.А. Котова, Д.Н. Рачковського, С.М. Шумко на автоматичних міжпланетних станціях проводилася за допомогою приладу «ІФІР» упродовж липня 1988–січня 1989 рр. у період так званої підльотної фази на шляху до Марса, що представляла унікальну можливість отримати низку тривалих, безперервних спостережень Сонця. Прецизійні фотометри «ІФІР-2» і «ІФІР-3» встановлені на міжпланетних станціях «Фобос» і «Фобос-2» відповідно, запуски яких проведені 7 і 12 липня 1988 р. Дослідницька робота з другою моделлю приладу здійснювалася до вересня 1988 р. – до моменту втрати зв'язку зі станцією «Фобос». Таким чином основні експерименти за програмою КрАО АН СРСР проводилися за допомогою «ІФІРа-3» на «Фобосі-2». Прилад включений 14 липня, але тривісна стабілізація станції здійснена лише 21 липня 1988 р. [13].

Основними завданнями експерименту було проведення високоточних безперервних вимірювань відносних флуктуацій сонячної іррадіації в трьох спектральних діапазонах, отримання спектрів потужності акустичних осциляцій Сонця низького ступеня, детектування і подальше ототожнення гравітаційних g-мод в області частот 10–500 мкГц. Вчені припускали, що в результаті досліджень будуть отримані репрезентативні дані про власні глобальні осциляції Сонця, більш точні, ніж зафіксовані приладом АСRIМ при перших позаатмосферних болометричних вимірах на борту супутника SММ.

Основною частиною приладу «ІФІР», що вимірював випромінювання від усього диска Сонця, був триканальний високоточний фотометр. Він дозволяв реєструвати сонячне випромінювання в довжинах хвиль 335, 500 і 865 (± 2,5) нм при смузі 5 нм за рівнем 0,5 з відносною точністю 10-6. У каналах не проводилася побудова зображення Сонця, а лише вимірювався світловий потік в межах поля зору ± 2,5° [12, с. 22]. Прилад забезпечувався двоосьовим датчиком положення Сонця в полі зору фотометра для врахування впливу на отримані дані змін в орієнтації станції. Безперервність спостережень забезпечувалася поєднанням приладового та бортового запам'ятовуючих пристроїв. Управління експериментом проводилося внутрішньою приладовою програмою і по командах, що подавалися з Центру управління польотом.

У «ІФІРі» застосовувалися технології, які значно підвищували якість експериментальних даних. У період перебування приладу на Землі або під час початкового етапу польоту, коли відбувалося інтегрування сигналів або проводилися контрольні вимірювання, вхідна апертура закривалася кришкою, що захищала оптичні поверхні від контамінації. Температура загального термостатуючого корпусу управлялася за телекомандами і встановлювалася на 1–5 К вище температури навколишнього середовища. Поле зору визначалося двома апертурами, відстань між якими склала 10,4 см. Перед діодом розміщувалось спеціальне дзеркало, яке захищало елемент від перегріву; для виключення впливу розсіяного світла в кожному з трьох фотодетекторів встановлено бленди і сталеві трубки довжиною 10 см [12, с. 24]. Точність орієнтації станції «Фобос-2» на Сонце становила ± 1°, тому для визначення реального кута між напрямком на Сонце і оптичною віссю приладу потрібна була внутрішня система з частотою вимірювань 1 раз за 20 хв. Вихідні сигнали кожного каналу фотометра перетворювалися в двадцятибітові слова, проте повністю на Землю передавався тільки кожний 24-й вимір. Ускладнювала обробку отриманих даних зміна чутливості датчиків при реальних вимірах, а саме деградація чутливості і непередбачуване зростання координатного фактора. Деградація чутливості, що залежала від довжини хвилі, була максимальною для синього каналу, що не дозволило використовувати його дані: у зазначеному каналі за 30 днів відбувалося значне зниження чутливості. У ході дослідницької роботи вченими КрАО АН СРСР встановлена ​​більш складна залежність світлового потоку від координат Сонця в полі зору, ніж отримана при теоретичних розрахунках. Це пояснювалося неоднорідністю прозорості фільтра через його деградацію від ультрафіолетового і рентгенівського випромінювання, складними світловими рефлексами від дзеркальних оправ фотодетекторів. Крім того, в процесі експерименту переміщення Сонця значно модулювало вимірюваний світловий потік.

Для розшифровки вимірювань була створена програма відновлення даних, за допомогою якої вдалося зістикувати практично всі блоки даних червоного каналу (близько 99,5% блоків). Обробка отриманих записів показала високу якість даних, що представляли собою практично безперервну піврічну низку вимірів яскравості Сонця. Висока якість запису, отримана приладом, дозволила скоротити час спостереження, за який побудований окремий спектр потужності до одного дня. Таке високе тимчасове розділення внесло істотні зміни в уявлення як про частотний склад окремого спектра, так і про характер його тимчасової зміни. А.В. Брунс, В.А. Котов, Д.Н. Рачковський, С.М. Шумко в ході експерименту виявили низку нових цікавих особливостей, зафіксували значні часові зміни амплітуд 5-хвилинних коливань яскравості Сонця.

Згідно з результатами обробки даних червоного каналу, які зазнали найменшої деградації, спектр потужності, побудований за вимірюваннями двотижневої тривалості, чітко показав 5-хвилинні осциляції з набором дискретних піків якісного розділення. Досить тривалий період спостережень (більше 10 днів) дозволив з високою точністю визначити частоти коливань, величину розщеплення. Зміни в спектрі потужності 5-хвилинних коливань яскравості Сонця відбувалися незалежно для кожної з мод і мали характер 4–5-годинних сплесків амплітуди. Проте вплив на спектр потужності помилкових сплесків був настільки великий, що повністю маскував дискретні піки справжніх осциляцій. Дослідники КрАО АН СРСР усували вплив помилкових піків шляхом обмеження відносних флуктуацій за амплітудою. Для аналізу залишали тільки ті дані, відносні амплітуди яких не перевищували 0,05 від дисперсії первісного ряду.

При загальному підведенні ліній спектра потужності виділені періоди спокійного стану та активності. Перші з них характеризувалися амплітудою сплесків яскравості (1,5–2)×10-7 і тривали від десятка годин до декількох днів. Періоди активності складалися з одиночних сплесків або серій з амплітудою в 30–50 разів тривалістю від декількох годин до доби. Для найсильніших піків в спектрі потужності п'ятихвилинних коливань співвідношення «сигнал/шум» досягало 30: 1 і більше [14, с. 334]. Цей факт пояснювався низьким рівнем власних шумів приладу. Для 5-годинних спектрів співвідношення «сигнал/шум» досягало 10:15, а для 27-годинних – 20:30 [15, с. 22]. Таким чином групою вчених КрАО АН СРСР встановлений різночасний характер збудження і зміни різних мод 5-хвилинних коливань. Наслідком цього був той факт, що амплітудний розподіл мод в спектрі навіть за тривалі проміжки часу не міг бути постійним: упродовж декількох годин амплітуди коливань змінювалися кілька разів.

Висока якість отриманих «ІФІРом-3» даних дозволила А.В. Брунсу, В.А. Котову, Д.Н. Рачковському, С.М. Шумко, крім дослідження ліній спектра з високим спектральним розділенням, простежити також характер процесу виникнення, підтримки і загасання коливань. Для проведення даного досліду вчені максимально скоротили інтервали часу, для яких обчислювався спектр потужності. Скорочення тривалості інтервалу даних обумовлювало при Фур'є-аналізі спектрів потужності розширення ліній і взаємне їх блендування. Застосування такої методики стало причиною втрати точності у визначенні частот ліній спектра. Проте дослідники довели цей час до 3 год і проводили обчислення для ділянок даних тривалістю 3, 6 год. за допомогою швидкого перетворення Фур'є [14, с. 336]. Співробітниками КрАО АН СРСР встановлено, що частота кожної моди не фіксована, а могла змінюватися з часом. Величина цих змін виявилася велика (1–3 мкГц), хоча і становила менше 0,1 % від самої величини частоти [15, с. 27]. Значить, що до числа безумовних здобутків вітчизняних астрофізиків відносимо проведене спостереження стрибкоподібних мікрозмін частот коливань, встановлення їх ролі і місця в розвитку космічних явищ. А.В. Брунс, В.А. Котов, Д.Н. Рачковський, С.М. Шумко довели, що, відображаючи процеси в різних структурах Сонця, незначні варіювання частот представляли собою чутливий діагностичний апарат, придатний для комплексного дослідження взаємозв'язку між процесами в сонячному ядрі, конвективній зоні і поверхневих шарах. Довільний характер стрибків частоти визначав механізм формування контурів ліній, пояснюючи мінливу форму їх експериментально виміряних профілів. Була висловлена ​​гіпотеза про зміну частот не тільки за короткі періоди часу, але і за більш тривалі, наприклад, з 11-річним циклом. З порівняння спостережуваних частот з розрахованими за асимптотичним методом вченими виявлені геліосейсмологічні зміни в структурі Сонця. Цей метод дозволив провести порівняння між різними моделями Сонця: стандартною, змішаною та WIМР (weakly interacting massive particle).

Також групою вчених КрАО АН СРСР проводилося обчислення 160-хвилинного періоду методом прямого Фур'є-перетворення. За основу бралися дані, отримані в червоному каналі при частоті 0,13 мкГц упродовж 32 діб. У спектрі зафіксований невеликий пік на частоті V=104,28 мкГц. Відповідний період 159,8 ± 0,2 хв в межах помилки збігався з періодом Р0=160,01 хв, відомим як період глобальних пульсацій Сонця [12, с. 28]. Відносна амплітуда піку відповідала гармонійній амплітуді, однак у багато разів перевершувала середнє значення амплітуди, встановлене на основі 12-річного ряду диференціальних наземних вимірів яскравості Сонця в Криму.

Під час підльотного періоду до Марса з 21 липня 1988 р. по лютий 1989 р. КрАО АН СРСР в особі А.В. Брунса, В.А. Котова, Д.Н. Рачковського, С.М. Шумко за допомогою приладу «ІФІР-3» отримано практично безперервний запис малоамплітудних флуктуацій сонячної іррадіації. В межах зазначених часових рамок експеримент був унікальний. Він проводився на значній відстані від Землі, поза впливом земних перешкод, а флуктуації сонячного випромінювання, які становили одну мільйонну частку від його середнього рівня, фіксувалися упродовж півроку. Отримані дані дозволили розрахувати параметри глобальних коливань Сонця з вищою на вказаний період точністю і виявити імпульсні особливості зміни параметрів коливань з часом. Наукові відомості були необхідні як для вивчення внутрішньої будови Сонця, так і взагалі для розуміння фізичних процесів, які відбувалися на ньому, для розробки подальших напрямів їх вивчення. Надалі дослідні дані відкривали перспективи для одночасного спостереження і співставлення процесів у всіх структурах Сонця від ядра до верхньої атмосфери, для дослідження тонкої структури р-мод, отримання спектрів g-мод, для вимірювань осциляцій яскравості, які дозволяли простежити за змінами у внутрішніх структурах Сонця з 11-річним циклом його активності.

 

СОЯ

Сонце досить тривалий період було об'єктом вивчення астрофізиків науково-дослідного інституту «Кримська астрофізична обсерваторія» (НДІ «КрАО»). Однією з причин такого ретельного дослідження вважається інтерес до зірки як до гігантської фізичної лабораторії, в якій протікають процеси, недоступні для відтворення на Землі. Ще один привід до вивчення – вплив ритмів Сонця на живі організми, що мешкають на Землі. З розвитком геліосейсмології і застосуванням однойменного методу для встановлення внутрішньої будови Сонця, а саме для створення моделі внутрішньої будови зірки по спостережуваних його власним глобальним коливанням, стало можливим вивчити фізичні умови в сонячних глибинах.

З метою вимірювання осциляцій яскравості Сонця як зірки співробітниками НДІ «КрАО» був розроблений експеримент «СОЯ» («Сонячні осциляції яскравості»), що відноситься до числа фундаментальних космічних досліджень. Відповідальним за створення приладу для вивчення даного явища призначений доктор фізико-математичних наук А.В. Брунс. Саме завдяки Андрію Володимировичу експеримент «СОЯ» був включений в завершуючийся на той момент проект міжпланетної станції до Марса, що проводиться Інститутом космічних досліджень АН СРСР (ІКД АН СРСР). Директор ІКД АН СРСР Р.З. Сагдєєв включив прилад в програму «Марс-94». Догляд незабаром Р.З. Сагдеева з посади спровокував припинення роботи співробітників інституту над встановленням приладу «СОЯ» на міжпланетної космічної станції. Інженери ІКД АН СРСР заявляли про технічну неможливість його монтажу. Серед причин вказувалися зайнятість усіх каналів телеметрії, відсутність вільних контактів в герметичному роз’ємі для подачі напруги живлення.

Виникла проблема формування нового технічного колективу для роботи з приладом «СОЯ». Співпраця було запропоновано ряду іноземних вчених, серед яких консультативну допомогу погодився надати французький дослідник Жан-П'єр Делабудінер. Він домігся підтримки в Національному центрі космічних досліджень KNES Франції. Завдяки співпраці з KNES співучасником експерименту став Ж.-Л. Берто, керівник французького приладу SPICAM. В результаті співробітники НДІ «КрАО» отримали з французького приладу всі необхідні напруги живлення, сигнали єдиного бортового часу і команди із Землі [1, с. 119].У свою чергу, НДІ «КрАО» планувала передавати через французький прилад на записуючий пристрій станції телеметричні дані для подальшої передачі на Землю під час сеансів зв'язку.

Для численних випробувань приладу (електричних перевірок правильності міжблочних з'єднань, правильності функціонування апаратури та перевірок відповідності приладу технічним вимогам до апаратури, яка встановлюється на міжпланетну станцію) також були потрібні фахівці. У 1991 р. НДІ «КрАО» не мала можливості придбати комп'ютери для виготовлення наземної випробувальної апаратури. Сприяння в цьому питанні надав Жан-П'єр Делабудінер. У французькому Інституті космічної астрофізики, на місці його роботи, були виготовлені два примірники випробувального стенду. Методикою роботи зі стендами володів інженер Кановас, який приєднався до експерименту. У зв'язку з систематичними відставаннями від плану проектантів і виробників станції «Марс-94», вона була перейменована в станцію «Марс-96».

Після розробки електронних систем приладу, виготовлення макетів і випробувань гостро постало питання виготовлення льотного комплекту. Механічна конструкція по кресленнях А.В. Брунса була виготовлена ​​силами обсерваторський майстерні, електронна частина розроблена співробітниками НДІ «КрАО». Відсутніми елементами для повноцінної роботи всієї системи були друковані плати з військовим прийманням, які на початку 90-х рр. XX ст. в Україні не виготовлялися. Сприяння надав швейцарський вчений Клаус Фрьоліх, керівник експерименту «IФІР», що виготовив друковані плати і здійснив оптичну калібрування готових приладів. Крім того, зі Швейцарії вчені НДІ «КрАО» отримали для фотометра еталонні резистори з температурною стабільністю 2×е-6/°С і прецизійні електронні компоненти [1, с. 122].

Для проведення останнього виду випробувань, що включали в себе випробування апаратури на вібраційну міцність, на її здатність працювати при підвищених і знижених температурах, у вакуумі, була потрібна організація, що проводили кваліфікаційні перевірки космічної наукової апаратури. Після розпаду СРСР такі структури припинили своє існування. А.В. Брунс був змушений звернутися в KNES. У Європейському космічному випробувальному центрі прилад «СОЯ» перевірявся двічі. Усі примірники успішно витримали тестування. На додаток випробувань була перевірена робота апаратури по реальному Сонцю в умовах його яскравості, наближеною до позаатмосферної. З цією метою А.В. Брунс, Ж.-П. Делабудінер і Кановас вирушили у французьку обсерваторію, розташовану на піку Ді Міді на кордоні з Іспанією на висоті більше 3100 м [1, с. 124]. Після закінчення випробувань був виданий сертифікат Європейського Космічного Агентства, що містить резолюцію про те, що прилад «СОЯ» пройшов комплекс випробувань і визнаний придатним до установки на міжпланетну станцію «Марс-96».

Експеримент мав проводитися на борту автоматичної міжпланетної станції «Марс-96», запущеної 16 листопада 1996 р. за допомогою ракети-носія «Протон» [16]. Через відмову розгінного блоку станцію не вдалося вивести на відльотну траєкторію, і вона зруйнувалася при вході в атмосферу Землі через 5 год. після запуску. Достовірно причину збою розгінного блоку з'ясувати не вдалося, оскільки телеметрія на цьому етапі польоту не застосовувалася. За допомогою приладу «СОЯ» передбачалося вимір з високою точністю сонячних осциляцій яскравості від усього диска Сонця у вузькому спектральному діапазоні. Програма досліджень за допомогою «СОЯ», розробленого і виготовленого в НДІ «КрАО», передбачала як отримання інформації з борту космічного апарату, так і проведення одночасних наземних спостережень в обсерваторії. В експерименті брали участь вчені Давоської фізико-метеорологічної обсерваторії (Давос, Швейцарія), інституту Космічної астрофізики (Орсей, Франція) та Інституту ядерних досліджень РАН [17, с. 19].

Проте створення приладу для дослідження сонячних осциляцій можна віднести до досягнень НДІ «КрАО» в галузі приладобудування для космічних досліджень. Питання прийому та передачі інформації від супутникових систем, а також вироблення внутрішніх команд в приладі були доручені В.О. Абраменко. А.В. Брунс розробив електронну систему фотометра, двокоординатної систему вимірювання положення Сонця в поле зору приладу і адаптивну систему термостатування фотометра. Прилад «СОЯ» складався з сонячного фотометра з фільтром на довжині хвилі 862 нм з смугою пропускання 5 нм, двовісний сонячного датчика на ПЗС-лінійках для поправок фотометричних даних за рахунок змін орієнтації космічного апарату [17, c. 23]. Для охолодження приладу температура фотометра встановлювалася вище температури корпусу приладу. Тому значення температури фотометра вибиралося дискретно залежно від природно усталеної в польоті рівноважної температури корпусу приладу, виміряної спеціальним датчиком ТД2.

Розроблений прилад володів більш високими метеорологічними та експлуатаційними характеристиками, ніж його попередник «ІФІР». Перший крок на шляху підвищення точності вимірювань був зроблений в операції перетворення світлового потоку в цифру. Вимірювання струму фотодіода здійснювалося шляхом перетворення його в частоту імпульсів генератора, яка, підсумовуючись за 30 с, перетворювалася в двадцятирозрядну цифру. Час інтегрування і управління роботою приладу задавалося сигналом генератора бортового часу станції. Воно мало стабільність на порядок вище, ніж можливо було досягти на простому переобраним генераторі, постійно коректувалося під час польоту.Варто відзначити ще одне достоїнство приладу: всі вимірювальні електронні компоненти, включаючи фотодіод, термостатовому, а еталонні резистори мали гранично низьку температурну залежність. Дрейф орієнтації станції на Сонці становив ± 1,5 º, що тягло за собою зміну реєстрованого потоку тільки за рахунок зміни площі проекції на -0, 2% [17, c. 23]. Це приблизно в 500 разів перевищувало дискретність відліку в фотометрі. Для врахування впливу позиційної модуляції вимірюваного світлового потоку прилад забезпечений автономним датчиком положення Сонця, основу якого складали вже згадувані ПЗС-лінійки. Вимірювання координат Сонця могло супроводжувати кожен вимір фотометра.

Вільні від атмосферних перешкод, безперервні багатоденні вимірювання з борту космічного апарату давали б можливість визначити спектр сонячних осциляцій з високою точністю. Проведення одночасних наземних спостережень різними методами дозволяли виявити взаємозв'язок явищ, які спостерігаються на поверхні Сонця, з процесами, що проходять в його глибинах. Передбачалося, що з використанням спостережень коливань швидкості, виконаних на Землі під час польоту космічного апарату, будуть отримані значення фазового зсуву між коливаннями швидкості і яскравості для однакових мод, що дасть додаткову інформацію про внутрішній будов Сонця. А.В. Брунс вважав, що результати дослідження стануть основою для подальшого вивчення внутрішньої будови Сонця, уточнять його хімічний склад, розподіл тиску і будова його ядра, а спільний розгляд даних двох приладів «СОЯ» і «ІФІР» дозволить простежити зміну фізичних параметрів Сонця з 11-річним циклом його активності.

 

Коронас

Космічна і астрономічна науки, які розвивалися швидкими темпами, і через 40 років з моменту активної взаємодії та розвитку мають недостатньо вивчені області. Однією з таких на початку XXI ст. була позаатмосферна сонячна астрономія. Для дослідження фундаментальних фізичних процесів, що відбувалися в сонячній атмосфері, застосовувався кількісний аналіз структур, які спостерігались за допомогою різних реалізованих в зазначені хронологічні рамки методів. Спостереження в інфрачервоній лінії HeI 10830 Å давали можливість бачити з Землі верхні хромосферні шари Сонця, які відповідали висоті 2500 км і температурі 10000 К. У результаті експериментів в м'якому рентгенівському діапазоні і в області вакуумного ультрафіолету вчені отримували інформацію про гарячі сонячні структури, розташовані на висотах від перехідного шару до нижньої корони.

Співробітниками НДІ «КрАО» Є.В.Долгополовою, Є.В. Маланушенко, Н.М. Степанян у 90-х рр. XX ст. в рамках проекту «Коронас-I» здійснена робота з вивчення сонячних утворень – корональних дір у атмосфері Сонця, що виступали джерелами високошвидкісних потоків сонячного вітру [18]. З 31 липня 2001 р. із запуском супутника для дослідження Сонця «Коронас-Ф» дослідження були поновлені. Р.К. Жигалкін, В.М. Малащук, В.А. Перебийніс, Н.М. Степанян і Н.І. Штерцер проводили кількісний аналіз як зображень Сонця в різних діапазонах спектру спільно з даними про магнітне поле, так і різних сонячних структур (корональних дір, волокон, петельних структур), зареєстрованих телескопом-спектрогеліометром Спірит на орбітальній станції «Коронас-Ф», радіотелескопом ССРТ і наземним телескопом БСТ-2 НДІ КрАО [19, с. 110].

Для проведення фотоелектричних спектральних спостережень НДІ «КрАО» сконструйований універсальний спектрофотометр (УСФ), розміщений на вежі сонячного телескопа БСТ-2. Прилад дозволяв отримувати зображення всього Сонця або окремих ділянок диска в різних спектральних лініях, а також реєструвати спектри сонячних утворень. Висока чутливість приймальних пристроїв, що застосовувалася в УСФ, давала можливість використовувати прилад для дослідження Сонця в близькій інфрачервоній області, зокрема, в лінії HeI 10830 Å. Спостереження проводилося переважно в діапазоні цієї хромосферної лінії, оскільки корональні діри проявлялися в ній як більш яскраві області.

В експерименті за 2001–2004 рр. отриманий досить різнорідний матеріал, для обробки та аналізу якого застосовувалися різноманітні методи. Першим етапом обробки зображень диска Сонця в лінії HeI 10830 Å, одержуваних з УСФ, був облік похибок, що виникли через нерівномірне ведення телескопа і вимірювання яскравості упродовж запису зображення. Спочатку отримане зображення представляло собою витягнуту фігуру, яка згодом перетворювалася в еліпс, а потім в коло. Загальний час запису повного диска становив 20 хв [19, с. 115].Другий етап обробки полягав в обліку потемніння зображення Сонця до краю диска. Одночасно усувалася зміна яскравості диска через зміну прозорості земної атмосфери за час запису. В розроблений програмний пакет були включені інструменти, що забезпечували перетворення зображень, необхідних для зіставлення з даними інших спектральних діапазонів, побудову синоптичних карт, процедуру фотометричного аналізу зображень. При суміщенні знімків, отриманих апаратурою Спірит, із зображеннями в лінії HeI 10830 Å, співробітники НДІ «КрАО» виконували операції віднімання фону, дзеркального відображення, зсуву початку координат.

Участь НДІ «КрАО» в програмі з дослідження сонячних утворень на основі спостережень із Землі надала можливість вивчення корональних дір, їх фізичних властивостей і особливостей еволюції. Одним із завдань вчених було отримання кількісних фотометричних і магнітних даних про корональні діри на різних рівнях атмосфери Сонця, аналіз різкості кордонів великомасштабних структур, їх мінливості з часом і у зв'язку з розвитком активних утворень поблизу корональних дір. Зокрема, В.М. Малащук, Н.М. Степанян, Н.І. Штерцером вивчалося питання про відповідність спостережуваних корональних дір і відкритих магнітних трубок [20, с. 124]. Група вчених виявила складну картину зв'язку зазначених структур. Положення, форми і розміри основи відкритих трубок і пов'язаних з ними корональних дір розрізнялися залежно від виду використовуваних при проведенні розрахунків вимірюваних магнітних полів, особливостей методу розрахунку поля, спектрального діапазону, в якому спостерігалися корональні діри. У деяких випадках розрахованим відкритим магнітним трубкам не відповідали спостережувані діри і навпаки, корональні діри спостерігалися, а пов'язані з ними розраховані відкриті трубки були відсутні.

Ще одним досягненням співробітників НДІ «КрАО» в дослідженні корональних дір вважаємо розробку методу вимірювання площ довгоживучих великомасштабних структур. У 2000-х рр. в науковому товаристві були відсутні чіткі рекомендації щодо визначення меж корональних дір і їх ідентифікації. Найчастіше використовувалися різні критерії, а дослідження в цілому мало суб'єктивний характер. Основними причинами застосування такого роду «технологій» були рідкісні зміни характеристик області сонячної атмосфери в просторі, відсутність різких кордонів корональних дір. Розроблений метод передбачав попереднє знаходження межі області в сонячній короні і зводився до наступного. Спочатку на нормованих за середньою яскравістю зображеннях Сонця, отриманих в один і той самий день в різних спектральних лініях за двома фотометричними критеріями (яскравість і контраст) окреслювалася єдина область, яка охоплювала корональні діри на всіх зображеннях. Потім для кожного спостереження визначалася частина цієї області, зайнята елементами з яскравістю, характерною для корональної діри на зображеннях в даній лінії. Площа виділеної таким чином ділянки сонячної поверхні в кв. км і приймалася за площу корональної діри. При застосуванні даного методу поняття кордону було відсутнє, але з'являлася можливість розрахувати площу структури.

Вчені НДІ «КрАО» В.М. Малащук, Н.М. Степанян, Н.І. Штерцер за допомогою методу «миттєвого» розподілу магнітного поля проводили порівняння становища корональних дір з положеннями основ відкритих магнітних трубок в галузі вимірювання поля. Таке зіставлення було одним з перших зіставлень «миттєвих» відкритих магнітних трубок і корональних дір. Велика частина попередніх порівнянь такого роду використовували відкриті магнітні трубки, розраховані за допомогою синоптичних карт магнітного поля. Це означало, що корональні діри порівнювалися з магнітними трубками, розрахованими за усередненим за декілька днів полем.

Дослідники візуально оцінювали ступінь відповідності відкритих магнітних трубок і корональних дір. Дані, отримані ними в результаті розрахунків відкритих магнітних трубок, підтверджували інтерпретацію двох класів корональних дір. Корональні діри, площа яких зменшувалася з висотою, знаходилися в області із замкнутими лініями поля. Ділянки корони із зниженим світінням, площа яких із збільшенням висоти зростала, розташовувались в області з відкритими лініями поля.

Для всіх зафіксованих корональних дір науковцями НДІ «КрАО» розраховані магнітні поля на різних висотах в атмосфері Сонця: 0, 3, 10, 15, 20, 30 тис. км [20, с. 130]. Також визначено площі вкраплень областей, знак поля в яких був протилежним переважному знаку поля фонової структури, в якій розташовувалася корональна діра. В.М. Малащук, Н.М. Степанян, Н.І. Штерцер встановили, що у всіх розглянутих корональних дірах вкраплення становили 20–25 % площі об’єкта. Із зростанням висоти площа вкраплень зменшувалася, на висоті 15–20 тис. км поле мало структуру уніполярного. Для проміжних областей частка вкраплень на початковій висоті досягала 40 % [20, с. 130]. При визначенні частки площі корональних дір, яку займали магнітні елементи протилежної полярності, використовувалися розрахунки поля з розкладанням потенціалу поля за 90 сферичними гармоніками. Це відповідало усередненню вимірюваного поля по майданчиках з кутовим розміром 2º × 2º.

Для успішного розвитку астрофізики та космічної науки співробітниками НДІ «КрАО» у складі В.М. Малащука, Н.М. Степанян і Н.І. Штерцера розроблялося питання визначення меж корональних дір і їх зв'язку з активними утвореннями. У лінії HeI 10830 Å вчені виділили область, на периферії якої елементи з яскравістю корональних дір були перемішані з темнішими елементами. При такому розташуванні деякі окремі яскраві області виявлялись на значній відстані від основного поля корональної діри – компактної яскравою області [21, с. 137]. В результаті на зображенні Сонця в лінії HeI 10830 Å формувалася багатозв'язна область, яка відповідала заданому критерію корональної діри. Для такої області дослідниками була визначена межа.

До окремої корональної діри вчені віднесли всі яскраві ділянки, що розміщувалися на заданій відстані. Після подібного виділення структури дослідники формально вводили поняття «кордону» діри як лінії, що відокремлювала об'єднані елементи з більшою яскравістю від менш яскравих. У такому випадку межа корональної діри, визначена на підставі низьких арочних структур, охоплювала не лише область з характерною для структури яскравістю, але і прилягаючу проміжну область зниженого контрасту і яскравості. Характер розподілу яскравих і темних областей на краю виділеної таким чином корональної діри залежав від примикаючої до неї ділянки сонячної поверхні. В.М. Малащук, Н.М. Степанян і Н.І. Штерцером встановлено, що мінливість кордонів структур з часом різноманітна. Одним з наслідків зміни меж корональних дір є зміна площі структур. Дана методика хоча не відрізнялася високою точністю, проте метод побудови відкритих і замкнутих силових ліній всередині діри та її краю відкривав широкі перспективи для подальшого вивчення фізичних процесів, що відбувалися в корональних дірах і на їх межах.

Третім завданням учених НДІ «КрАО» у складі Р.К. Жигалкіна, В.М. Малащука, В.А. Перебийноса, Н.М.Степанян, Н.І. Штерцера було вивчення зв'язку двох класів корональних дір, що реєструвалися в різних лініях сонячного випромінювання, з відкритими магнітними трубками, отриманими з розрахунків поля в короні в потенційному наближенні, а також з квазістаціонарними високо-швидкісними потоками сонячного вітру на орбіті Землі. До першого класу дослідники віднесли корональні діри, площа яких не змінювалася або зростала з висотою («відкриті»), до другого класу – діри, площа яких зменшувалася з висотою («замкнуті»).

Для вирішення поставленого завдання групою вітчизняних дослідників застосовувалися різні методики. Одна з багатьох – скоригована методика визначення площ корональних дір на трьох рівнях в атмосфері Сонця і виділення дір з відкритою і замкнутою магнітною конфігурацією. Характерними інтенсивностями для корональних дір при спостереженнях в лінії Неi 10830˚A вважалися інтенсивності > 1, а при спостереженнях в корональних лініях Fe IX, X 171˚A, Fe XI 195˚A – інтенсивності <1 на нормованих за яскравістю зображеннях Сонця. Вчені не розглядали корональні діри, центри яких перебували на відстанях від центру Сонця більш 0, 9 R0 (R0 – радіус Сонця) [22, с. 133].

Також застосовувався метод розрахунку «миттєвого» розподілу магнітного поля в короні в рамках моделі «потенційне поле – поверхня джерела» з використанням Blu-ray Disc-технології. Цей метод дозволив за щоденною магнітограмою-розподілом на видимій поверхні Сонця вимірюваної компоненти поля за променем зору Blu-ray Disc, розрахувати над видимою півсферою Сонця всі компоненти поля (в сферичній системі координат з центром в середині Сонця) між поверхнею Сонця і поверхнею джерела – сферою з радіусом RSS = 2, 5R0 [22, с. 133].

Для виділення високошвидкісних потоків сонячного вітру на орбіті Землі за часом модуля спрямованої швидкості сонячного вітру використовувався формальний критерій. До високошвидкісних потоків дослідники НДІ «КрАО» віднесли ділянки квазістаціонарного сонячного вітру зі швидкістю 400 км/с. Даний показник означав, що з вибірки виключалися спорадичні потоки з підвищеною швидкістю: області сонячного вітру за фронтом ударної хвилі, магнітні хмари і інші міжпланетні корональні викиди маси. Проводячи порівняння розрахунків відкритих магнітних трубок з корональними дірами різних типів, Р.К. Жигалкін, В.М. Малащук, В.А. Перебийніс, Н.М. Степанян, Н.І. Штерцер встановили, що основи розрахованих відкритих магнітних трубок розташовані не тільки в області корональних дір. Вони зафіксовані також поза ними, в тому числі поблизу активних областей і вздовж протяжних волокон, що відображало фізичну реальність у розподілі магнітного поля у короні. Залежно від класу корональних дір дослідниками встановлена їх різна магнітна структура. Згідно з гіпотезою співробітників НДІ «КрАО» магнітна структура корональних дір першого класу сформована відкритими силовими лініями поля, а магнітна структура корональних дір другого класу – замкнутими.

Для встановлення зв'язку корональних дір різних типів з високошвидкісними потоками сонячного вітру на орбіті Землі була проаналізована кожна з відібраних корональних дір. При встановленні зв'язку враховувався наступний факт. Якщо на високошвидкісному потоці сонячного вітру фіксувалися дві рівноцінні корональні діри, і віддати перевагу одній з них не представлялося можливим. Пов'язаною з корональною дірою вважалася одна з дірок без конкретизації. Група вчених НДІ «КрАО» встановила, що більша частина «відкритих» корональних дір, для яких можливі високошвидкісні потоки повинні перетинати площину екліптики, пов'язана з високошвидкісними потоками сонячного вітру на орбіті Землі, а більшість «замкнутих» корональних дір не пов'язані з вищевказаними потоками. Частина «замкнутих» корональних дір, які вважались пов'язаними з відкритими магнітними трубками, перевищувала межі, обумовлені невстановленими чинниками. Цей факт дослідники пов'язували з похибкою розрахунків магнітних трубок. Виявлену велику кількість замкнутих корональних дір, які опинилися пов'язаними з високошвидкісними потоками, вчені пов'язали з помилкою у визначенні класу корональних дір («відкрита» або «замкнута») в деяких випадках. Згідно з даними експерименту з десяти «замкнутих» дір, пов'язаних з високошвидкісними потоками, 6 пов'язані з відкритими магнітними трубками. Ця частка істотно більше частки «відкритих» корональних дір, пов'язаних з відкритими магнітними трубками.

Отже, згідно з даними Р.К. Жигалкіна, В.М.Малащука, В.А. Перебийноса, Н.М. Степанян, Н.І. Штерцера характер зв'язку корональних дір, зареєстрованих одночасно в різних спектральних лініях хромосфери і корони, з отриманими з розрахунків відкритими магнітними трубками і високошвидкісними потоками квазістаціонарного сонячного вітру на орбіті Землі радикально відрізнявся для двох розглянутих класів корональних дір («відкритих» і «замкнутих»). Велика частина «відкритих» корональних дір пов'язана з відкритими магнітними трубками і високошвидкісними потоками, а більша частина «замкнутих» корональних дір не пов'язана з відкритими магнітними трубками і швидкими потоками сонячного вітру. Поділ корональних дір на два класи за характером зміни їх площі з висотою, запропонований вітчизняними вченими, вважався обґрунтованим низкою фактів.

 

 

СОТ

На початку XXI ст. актуальною, не до кінця вивченою проблемою у фізиці Сонця було дослідження тонкої структури магнітних полів, руху і світіння плазми різних утворень в атмосфері Сонця. Пріоритетність даного напрямку пояснювалася не тільки важливим науковим значенням, але і прикладним, оскільки різноманітні дії Сонця на Землю і навколоземний простір пов'язані з нестаціонарними процесами, джерелом енергії яких є енергія магнітного поля струмів, які відбуваються в атмосфері Сонця. Проведення подібних експериментів з поверхні Землі було неможливим, оскільки атмосфера планети дозволяла реалізувати справжні можливості великих телескопів з максимальною роздільною здатністю 0,1". Вимірювання з невисоким просторовим розділенням показувало швидкі зміни магнітних полів та електричних струмів, не сумісних з отриманими зі спостережень поперечними розмірами магнітних структур. Виявлення та вивчення особливостей структури магнітного поля і плазми у верхніх шарах Сонця можливо тільки за спостереженнями з космосу з високим просторовим розділенням (не нижче 0,2"), так як земна атмосфера обмежує просторове розділення великих телескопів і не пропускає ультрафіолетове випромінювання. Спостереження з просторовим розділенням 0,1–0,2" важливі не тільки для розуміння нестаціонарних процесів на Сонці, а й для зірок, де спостерігаються спалахи типу сонячних.

Для дослідження тонкої структури магнітних полів, руху і світіння плазми різних утворень в атмосфері Сонця, для вивчення суті нестаціонарних явищ і сонячної активності в цілому на початку XXI ст. запропонований проект «СОТ» («Сонячно-орієнтований телескоп») для спостережень за лініями в ультрафіолетовій ділянці спектра (90–260 нм) з високим просторовим і спектральним розділенням 0,1–0,2" [23, с. 52].

Для проведення повноцінного дослідження та здійснення всіх поставлених завдань вчені використовували комплекс апаратури. Він включав ультрафіолетовий дзеркальний телескоп, спектрополяриметр, камеру з інтерференційно-поляризаційним фільтром для оперативного огляду і фотографування Сонця в видимих ​​променях, систему позиціонування, систему збору, попередньої обробки та зберігання даних, систему передачі інформації. Розробка ультрафіолетового телескопа і спектрополяриметра покладена на вчених НДІ «КрАО» С.І. Гопасюк, О.С. Гопасюк.

Ультрафіолетовий телескоп представляв собою двозеркальний телескоп зафокальної системи Грегорі. Дзеркала покривалися спеціальним напиленням, що забезпечувало відображення значної частини падаючого на них ультрафіолетового випромінювання. Діаметр головного, увігнутого дзеркала становив 0,3 м [24, с. 31]. Вибір саме такого параметра співробітниками НДІ «КрАО» пояснювався необхідністю досягнення просторового розділення 0,2" в довжинах хвиль близько 240 нм, яке могли отримати саме при діаметрі 0,3 м.

Основна мета створення телескопа – здійснення поляризаційних спостережень. При проведенні такого роду експериментів відбувається зміна ступеня і еліпса поляризації. При кутах падіння світла на дзеркало, відмінних від нуля, коефіцієнти відбиття променів, поляризованих в площині падіння і в площині, перпендикулярній до неї, не однакові. В результаті відображення відношення інтенсивностей компонентів і ступеня поляризації змінювалось. Внаслідок косого падіння променів можливий перехід кругової поляризації в лінійну і навпаки [23, c. 52]. Вимога мінімуму інструментальної поляризації при відбитті, а також мінімуму втрати світла і габаритів інструмента визначили оптичну систему телескопа.

Оптична система телескопа являла собою систему Кассегрена. Згідно моделі даної системи вторинне опукле дзеркало розташовувалося перед головним, що призводило до центрального екранування головного дзеркала. Центральне екранування в зазначених межах підвищувало роздільну силу телескопа, звужуючи діаметр центрального ядра дифракційної картини. Однак у розробці були недоліки. При підвищенні роздільної сили телескопа знижувався контраст зображення протяжного об'єкта, оскільки збільшувалася яскравість кілець, супроводжуючих кожну координату зображення. Дзеркала покривалися спеціальним матеріалом, який забезпечував відображення значної частини падаючого на них потоку ультрафіолетового випромінювання. Фокальна площина телескопа розташовувалася з тильного боку головного дзеркала. Еквівалентна фокусна відстань телескопа становила 11 м. Вона забезпечувала відповідно до роздільної здатності головного дзеркала просторове розділення до 0,2 секундних дуги на щілині спектрографа-поляриметра для довжин хвиль менше 240 нм при розмірі окремого елемента приладу із зарядовим зв'язком, рівному 10 мк . Спостереження з просторовим розділенням 0,2 секундних дуги не проводилися через відсутність фінансування [24, с. 31]. У разі здійснення проекту дослідження дозволять зробити новий крок у розумінні природи різних активних утворень, механізмів генерації магнітного поля, реалізації енергії великої потужності, що приводить до нагрівання плазми і прискоренню часток до високих енергій.

В рамках експерименту «СОТ» вчені НДІ «КрАО» розробили двоканальний спектрополяриметр з високим просторовим розділенням, який призначався для спостережень Сонця за лініями в ультрафіолетовій області спектра (від 90 нм до 260 нм) [25, с. 36]. За допомогою приладу можливо було проводити поляризаційні і спектральні спостереження різних активних утворень на Сонці. Спектрополяриметр складався з поляриметра, розташованого безпосередньо за його вхідною щілиною, коліматорного і камерного дзеркал, плоскої дифракційної решітки (2400 штрихів/мм) і приймачів на ПЗС-матрицях [23, c. 53]. Поляриметр застосовувався для вимірювання магнітних полів. Фокусні відстані коліматорного і камерного дзеркал дорівнювали близько 1,2 м. Діаметр світлового пучка на коліматорному дзеркалі і дифракційній решітці дорівнював приблизно 31 мм. Точність вимірювання магнітного поля в експерименті залежала від декількох факторів: від чутливості і розміру елементів ПЗС-приймача, від крутизни спектральної лінії, від глибини модуляції світлового пучка модулятором, часу накопичення і від чутливості лінії до магнітного розщеплення. Для виключення ефектів нагріву на якість зображень дзеркала телескопа і спектрополяриметра виготовлені із спеціального склокристалічного матеріалу ситалу, коефіцієнт лінійного розширення якого менше 107 l/К в широкому діапазоні температур [23, c. 53]. Для проведення астрофізичних досліджень С.І. Гопасюк, О.С. Гопасюк були відібрані і вивчені ультрафіолетові лінії, а саме їх магнітна чутливість, поведінка під час нестаціонарних процесів. Спектрополяриметр дозволяв проводити вимірювання магнітних полів з точністю до 20 мТл і доплеровських зрушень спектральних ліній з точністю до 2 км/с [23, c. 53].

В рамках проекту «СОТ» можливо проводити спостереження магнітних полів і стану плазми в різних утвореннях на Сонці з просторово розділенням 0,1–0,2" в лініях ультрафіолетового спектра (90–240 нм). Результати такого експерименту зроблять вагомий внесок у розвиток сучасної астрофізики і космічних досліджень, що проводяться на території Кримського півострова. Дані посприяють якнайшвидшому вирішенню низки основних маловивчених питань фізики Сонця: генерації магнітного поля, його виходу на поверхню, генерації електричних струмів у верхніх шарах атмосфери, нестаціонарних процесів, що супроводжуються величезним енерговиділенням, прискорення частинок до високих енергій, сонячного вітру, формування якого пов'язане з процесами прискорення плазми в магнітних полях, сонячно-земних зв'язків.







Не нашли, что искали? Воспользуйтесь поиском:

vikidalka.ru - 2015-2020 год. Все права принадлежат их авторам! Нарушение авторских прав | Нарушение персональных данных