Содержание к диссертации
Введение
Глава I. Рентгеновский спектрометр РГС-ІМ, использованный в экспериментах на ИС8 "Прогноз-6" и "Прогноз-7" 34
1. Назначение спектрометра РГС
2. Устройство и функционирование прибора 37
3. Эффективность регистрации рентгеновского излучения 48
4. Испытания и калибровки прибора 54
5. Сравнительные характеристики спектрометров, входивших в состав научной аппаратуры на ИС8 серии "Прогноз" 60
Глава 2. Разработка и создание специальных пропорциональных счетчиков для спектрометра РГС-ІМ 67
1. Оптимальная эффективность регистрации мягкого рентгеновского излучения Солнца 69
2. Обеспечение стабильности характеристик пропорциональных счетчиков РСД
3. Конструкция счетчиков РСД
4, Исследование физических характеристик счетчиков 84
Глава 3. Результаты эксперимента, выполненного на ИСЗ "Прогноз-7" и их обсуждение 95
1. Обработка телеметрической информации 96
2. Чувствительность аппаратуры 101
3. Параметры всплесков жесткого рентгеновского излучения Солнца, зарегистрированных в период с марта по май 1979 года 107
4. Связь жестких рентгеновских всплесков с оптическими вспышками 113
5. Распределение жестких рентгеновских всплесков по гелиодолготе 124
6. Корреляция всплесков жесткого рентгеновского излучения с микроволновыми радиовсплесками 129
Заключение 144
Литература 148
Приложение 164
- Эффективность регистрации рентгеновского излучения
- Сравнительные характеристики спектрометров, входивших в состав научной аппаратуры на ИС8 серии "Прогноз"
- Оптимальная эффективность регистрации мягкого рентгеновского излучения Солнца
- Параметры всплесков жесткого рентгеновского излучения Солнца, зарегистрированных в период с марта по май 1979 года
Введение к работе
Интерес к изучению рентгеновского излучения Солнца определяется многими причинами.' Прежде всего, рентгеновское излучение - это одно из наиболее важных вторичных явлений в солнечных вспышках. Процессы первичного выделения энергии, согласно наиболее распространенной точке зрения, протекают в малых пространственных областях в верхней хромосфере или в короне и непосредственно наблюдению недоступны. Информацию о механизмах энерговыделения можно получить только изучая вторичные процессы [22]. Представляет интерес также мягкое рентгеновское излучение от активных областей, которое может давать информацию о развитии предвспышечных ситуаций. Отметим, наконец, что в рентгеновском диапазоне вспышки проявляются наиболее контрастно - интенсивность излучения может возрастать в тысячи раз, появляется жесткая компонента, отсутствующая в собственном излучении Солнца. Рентгеновское излучение, а также ультрафиолетовое излучение и потоки солнечных космических лучей, взаимодействуя с ионосферой и магнитосферой Земли, в основном определяют геоэффективность вспышек.
В данном обзоре мы рассмотрим некоторые вопросы, связанные с экспериментальными исследованиями рентгеновского излучения Солнца и теоретическими моделями развития вспышек, которые учитывались при создании аппаратуры РГС-ІМ, при подготовке и проведении экспериментов и при обработке результатов, полученных на ИСЗ "Прогноз-7п. Основное внимание будем уделять рентгеновскому излучению вспышек и его связи с другими наблюдаемыми явлениями. В связи с этим представляется целесообразным остановиться не только на процессах генерации рентгеновского из- лучения, но и в целом на вспышечных процессах,
I. Солнечные вспышки
Солнечные вспышки - это наиболее мощные проявления солнечной активности. В крупных вспышках выделяется ~Ю3 -1032эрг Это огромная величина по земным масштабам (для примера, энер-гия взрыва мегатонной ядерной бомбы ^10 эрг). В то же время мощность энерговыделения во вспышках (^Кг^эрг.с х) составляет ничтожную долю от светимости Солнца (а/0,01%).
Первоначально солнечные вспышки называли хромосферными и определяли как внезапные кратковременные усиления монохроматической радиации в ограниченных участках хромосферы вблизи солнечных пятен, наиболее ярко выраженные в линиях Н^, Н и К Call [28].
В результате накопления наблюдательных данных стало ясно, что вспышки представляют собой комплексные явления. Феноменологически вспышку можно описать следующим образом [23,24: солнечная вспышка - это сложное кратковременное возбуждение солнечной атмосферы (хромосферы и короны) над магнитоактивны-ми участками поверхности (фотосферы) приводящее к усилению тепловой эмиссии, к генерации широкого спектра радиовсплесков, жесткого рентгеновского излучения (в отдельных случаях и Y -излучения), потоков солнечных космических лучей, к выбросам плазмы и ударным волнам.
Рассматривают три стадии вспышки: начальную, импульсную и стадию затухания [24]. Первая стадия обычно начинается за несколько десятков минут до импульсной фазы и может быть связана с выходом из-под фотосферы нового магнитного потока,приводящим к формированию токового слоя и накоплению свободной энергии магнитного поля. На этой стадии наблюдается постепен- - II - ное увеличение яркости рентгеновских петель, нарастание движений вещества, активизация темных волокон. Б импульсной фазе, которая длится'чЕО-ЮОО секунд, резко возрастает площадь и яркость вспышки, формируется ленточная структура, происходит ускорение частиц, генерируются потоки жесткого рентгеновского и радиоизлучения. На стадии затухания происходит охлаждение плазмы. Энерговыделение ослабевает, хотя, по-видимому, и не прекращается полностью, так как эта стадия может длиться несколько часов.
I.I. Классификация
Многочисленные наблюдательные данные стали основой для различных систем разбиения вспышек по баллам, классам и типам. Наиболее употребительны классификации по оптическим характеристикам и по максимальному потоку рентгеновского излучения в диапазоне 1-8А.
В оптическом диапазоне за основу классификации выбрана полная энергия, излучаемая в линии Н^, которая оценивается по площади вспышки, в значительной степени определяющей эту энергию [25]. По величине площади вспышки разбиты на пять баллов. Вспышки каждого из пяти баллов подразделяются на три разряда по яркости: яркие - Б, умеренные (нормальные) -]\1 и слабые -F (табл.1).
Анализ данных мировой сети станций показал, что в среднем для каждой третьей вспышки различия в величинах площади, измеренных разными станциями, достигает 100%, для каждой двадцатой - даже 500% [26] Этот факт необходимо иметь ввиду при сопоставлении потока рентгеновского излучения с оптическим баллом вспышки (гл.З, 4).
Система классификации вспышек по рентгеновскому излуче- нию, принятая в Боулдере [27], приведена в табл.2. Достоинство этой системы классификации заключается в достаточно высокой точности измерения интенсивности рентгеновского излучения, не зависящей от положения вспышки на диске Солнца (в отличие от наблюдений в оптике). К недостаткам можно отнести измерение интенсивности только в одной точке временного профиля и отсутствие спектральных данных.
Таблица I Классификация вспышек по величине площади в линии Н^.
Таблица 2 Классификация вспышек по потоку рентгеновского излучения [27] - ІЗ -
Существуют и другие системы классификации вспышек и различных их проявлений. Так, вспышки, сопровождающиеся приходом в околоземное пространство высокоэнергетичных протонов и ядер, получили наименование "протонных" и подразделяются по ряду признаков [28]. Выделяют вспышки гомологические - со сходными характеристиками, происходящие в одном и том же месте, и симпатические - инициированные другими вспышками, произошедшими на значительном удалении. Выработана классификация радиоизлучения Солнца по типам (см.,например, [29]) классификация всплесков микроволнового радиоизлучения по интенсивности, длительности и типу временного профиля [ЗО].
1.2. Теоретические модели
Модель вспышки должна объяснять на основании наблюдательных данных весь комплекс явлений, сопровождающих вспышку: процессы непосредственно во вспышке (генерацию широкого спектра электромагнитного излучения и корпускулярных потоков, движения вещества и т.д.); связь со структурой магнитного поля в активной области и ее изменениями перед вспышкой, с арочными структурами в мягком рентгеновском излучении и т.д.
Связь солнечных вспышек с особенностями структуры магнитного поля, по-видимому, бесспорна (см.,например, [Зі]). Однако ее проявления-весьма разнообразны, что пока не позволяет выделить достаточные условия, приводящие к вспышкам.Важными признаками, указывающими на возможность развития вспышки, являются [23]: заметные движения (сближения) и вращения пятен в развитых группах или сближение соседних групп; наличие извилистой линии раздела полярностей (ЛРП) магнитного поля и ее изменение во времени; выход новых магнитных полей из- под фотосферы, особенно вблизи ЛРП; наличие вдоль ЛРП темного волокна, подъем и активизация которого указывают на развитие вспышечного процесса. Перечисленные признаки находят отражение в теоретических моделях вспышек, в большинстве из которых исходят из предположения, что источником энергии вспышек является свободная (непотенциальная) энергия магнитного поля, накапливаемая в той области хромосферы или короны, где впослед-ствие развивается вспышка.
Наиболее широко обсуждаются различные варианты моделей, в которых предполагается формирование токового слоя в окрестности нулевой линии магнитного поля. В этом случае диссипация энергии магнитного поля тока может происходить за счет генерации в токовом слое плазменной турбулентности, приводящей к резкому уменьшению проводимости плазмы.
Первая модель с нейтральным токовым слоем была предложена Сыроватским [32]. В этой модели плоский токовый слой в окрестности нулевой линии (НЛ) магнитного поля формируется в результате резкого увеличения дипольного момента или резкого сближения 8 -источников магнитного поля (пятна противоположной полярности в общей полутени) (рис.1). При разумных предположениях о размерах токового слоя, градиентах магнитного поля и силе тока, его энергии оказывается достаточно для обеспечения всей энергетики даже крупных вспышек. Начальная фаза вспышки в такой модели определяется нагревом плазмы в токовом слое при развитии ионно-звуковой турбулентности. Это так называемая стадия преднагрева. Взрывная фаза развивается при разрыве токового слоя. При этом возникают импульсные электрические поля, ускоряющие частицы [ЗВ]. На стадии затухания происходит расширение и остывание плазмы в области вспышки и может продолжать-
РисЛ. Образование нейтрального токового слоя в модели С.И.Сыроватского
N S N s N S N g
Рис.2. Образование нейтрального токового слоя в модели с неустойчивостью спокойного протуберанца ся нагрев плазмы токового слоя турбулентностью, В рассмотренной модели отмечался ряд трудностей, в связи с чем она развивалась Сыроватским и другими авторами (см.,например, [34-36]).
Другие модели с нейтральным токовым слоем отличаются от модели Сыроватского, в основном, процессами, приводящими к возникновению токового слоя. Одним из таких процессов может быть неустойчивость протуберанца (волокна), висящего на силовых линиях магнитного поля [37] (рис.2). Если под протуберанцем магнитное поле имеет встречное направление, то при провисании силовых линий может развиваться токовый слой. Токовый слой может формироваться и при всплывании из-под фотосферы нового магнитного потока в сформированной биполярной группе пятен, если направление силовых линий нового потока противоположна уже существующему [38,39] (рис.3). Отметим, что в этой модели находит простое объяснение разнообразие типов радиоизлучения от вспышки, так как ускоренные частицы могут попадать в области с разной напряженностью магнитного поля (А и Б, рис.Зв) и в открытые магнитные конфигурации. В рамках этой модели на основе данных, полученных нами на ИСЗ серии "Прогноз" создана модель рентгеновских предвестников в мягком рентгеновском диапазоне [40].
Еще одну группу составляют модели, связанные с вспышечны-ми петлями. Толчком к их разработке послужили наблюдения, выполненные на Скайлэбе, которые показали важную роль во вспышках арочных структур магнитного поля [4і]. В этих моделях диссипация магнитного поля происходит в тороидальных магнитных конфигурациях со скрученным магнитным полем, создаваемым электрическим током [42,43]. Неустойчивости, которые могут развиваться в таких системах, в конечном итоге вызывают появ-
7 Г-ч - К - осплыбающий поток сбечение 6И« дыброс \ Ь о ВещестЬа. Е^ радиобсплеск III типа поток тепла
Рис.3. І.іодель развития вспышки при всплывании нового магнитного потока ( пояснения в тексте) ление низкочастотной турбулентности, рассеивающей направленное движение электронов и ионов. В результате энергия магнитного поля будет переходить в тепло. Возмущения боковой поверхности арки могут приводить к формированию ударной волны, выбросу частиц и т.д., а также инициировать вспышечный процесс в соседних арках, чем можно объяснить наблюдаемые серии элементарных вспышечных всплесков [44]
Степенной спектр жесткого рентгеновского излучения в таких моделях может формироваться за счет теплового излучения электронов в совокупности магнитных волокон небольшого размера, имеющих разную температуру.
Другая возможность объяснения степенного спектра тепловым излучением заключается в предположении о существовании вспы-шечного ядра с некоторым распределением по радиусу температуры и напряженности магнитного поля.
В [45] для вспышки 29 июня 1980 г. показано, что в рамках таких представлений удается наилучшим образом согласовать наблюдательные данные при детальной интерпритации временных и спектральных характеристик жесткого рентгеновского и микроволнового излучения. Процессы первичного энерговыделения при этом не рассматриваются. Для объяснения наблюдательных данных задается степенной закон уменьшения температуры и напряженности магнитного поля с удалением от центра вспышечного ядра с максимальной температурой ~1СгК и напряженностью поля 220 Гс. Использованы данные, полученные с помощью спектрометра жестких рентгеновских всплесков ( Яш-d. Х-пху 6urat -іресЬ-оте^ег HXRBS ) на спутнике SMM[46], а также временной профиль микроволнового всплеска на частоте 17 ГГц и спектры в микроволновом диапазоне для разных моментов времени. Учтены резуль- таты наблюдений с высоким пространственным разрешением около 20-ти импульсных микроволновых всплесков [47-49], которые показали, что размеры источника (иногда двух источников), располагающихся возле нейтральной линии магнитного поля, уменьшаются с ростом частоты излучения и составляют ^10-15" для 5 ГГц и 2-57/ - для 15 ГГц.
В заключение этого раздела подчеркнем еще раз, что большинство моделей вспышек предполагают в качестве источника энергии диссипацию магнитного поля. Наблюдаемое разнообразие вспышек может, по-видимому, объясняться сложностью и разнообразием структур магнитных полей в активных областях на Солнце. В различных вспышках, в принципе, могут реализовываться условия всех приведенных выше моделей.
2. Рентгеновское излучение Солнца
Уже на основании первых измерений рентгеновского излучения Солнца было введено разделение этого излучения на мягкую ( Ех10 кэВ) и жесткую ( Ех ^ Ю кэВ) компоненты [50]. В общем случае предполагается, что мягкое рентгеновское излучение представляет собой тепловое тормозное излучение электронов плазмы с температурой ~Ю -ЮК. Всплески жесткого рентгеновского излучения объясняют, чаще всего, нетепловым тормозным излучением ускоренных электронов с энергиями Ее *$ 20-100 кэВ [50,5i]. Как мы уже отмечали, возможна и тепловая интерприта-ция жесткого рентгеновского излучения. Практически любые экспериментальные данные, полученные на момент постановки наших экспериментов, допускали как тепловую, так и нетепловую интерпритацию [52].
Как тепловая, так и нетепловая модели первичного энерго- - го - выделения сталкиваются с трудностью, заключающейся в необходимости слишком больших потоков энергии из области энерговыделения. Как показано в [53] эта трудность может быть преодолена в рамках теории пинчевых токовых слоев, так что предпочтение отдается нетепловой модели.
2.1. Медленно меняющаяся компонента
Б мягком рентгеновском излучении выделяют компоненту,связанную со вспышками, и медленно меняющуюся компоненту. Во время солнечных вспышек поток мягкого рентгеновского излучения от Солнца может возрастать в тысячи и более раз. Наблюдения показывают, что практически любая оптическая вспышка сопровождается всплеском мягкого рентгеновского излучения [54,55]. Длительность всплесков во время больших вспышек достигает нескольких часов. Спектр излучения тепловой с эффективной температурой ~Ю7-Ю8К.
Невозмущенная солнечная корона дает квазипостоянное излучение в ультрамягком диапазоне энергий (I5-I00A). На это излучение накладывается медленно меняющаяся компонента, связанная с локальными источниками - корональными конденсациями, располагающимися над активными областями [56]. В корональных кон- денсациях, простирающихся до высот ^10-ІСгкм над уровнем фотосферы, наблюдается в несколько раз большая плотность и более высокая температура плазмы по сравнению с невозмущенной короной. Спектр излучения может быть представлен в виде [23]: іЧТ)=с-іо где: oL = (0,4*0,7).10^%-1 и мера эмиссии ^1048см*"3. Корональные конденсации существуют в течение 1-2 и более оборотов Солнца. Их вклад в изучение с длиной волны Л<15А со- ставляет ~80% [57], а при А< 4А - более 90% [58].
В медленно меняющейся компоненте рентгеновского излучения можно наблюдать вариации различного временного масштаба. Изменение интенсивности излучения может быть связано с возникновением новой активной области или с выходом сформированной активной области из-за лимба. Более медленные изменения связаны с циклом солнечной активности [59], то есть, фактически,со средним числом активных областей, одновременно присутствующих на видимом диске Солнца, и с их размерами. В то же время, поток мягкого рентгеновского излучения от отдельных активных областей также может существенно изменяться даже в отсутствие вспышек [59-62]. Эти изменения могут быть связаны, по-видимому, с нагревом плазмы при формировании токовых слоев. В таком случае появляются предпосылки для прогнозирования вспышек по рентгеновскому излучению. Однако, при отсутствии пространственного ращрешения исследования такого рода на временных интервалах ~суток можно проводить только в периоды невысокой солнечной активности, когда удается отождествить флуктуации интенсивности мягкого рентгеновского излучения с активной областью, в которой впоследствие происходит вспышка. Такие исследования были проведены в ФТИ им.А.Ф.Иоффе АН СССР с использованием экспериментальных данных, полученных в наших экспериментах на ИСЗ "Прогноз-4,-5 и -6" [63].
Измерения с высокой чувствительностью показывают постепенное, в течение минут или десятков минут, нарастание интенсивности мягкого рентгеновского излучения перед импульсной фазой вспышки. Это явление называют рентгеновским предвестником вспышки [5б]. Предвестники были обнаружены в различных диапазонах длин волн: 1-1,5А [54], 3-4А [б4], 8-I2A [55]. Классифи- кация рентгеновских предвестников, зарегистрированных в наших экспериментах на ИСЗ "Прогноз-4", -5" и "6" и их интерпретация проведена в [40]. Указано на возможную связь предвестников с нагревом плазмы в области пересоединения силовых линий магнитного поля в рамках модели со всплыванием нового магнитного потока,
2.2, Излучение от вспышек
Измерения характеристик жесткого рентгеновского излучения, сопровождающего солнечные вспышки, проводились на многих космических аппаратах: 0S0 J65-67],0GQ [68,69], IMP [70], "Интеркосмос" [71-75], "Прогноз" [76,77]. На АМС "Венера" приборами СНЕГ и "Конус", предназначенными для изучения космических гамма-всплесков, также регистрировалось и жесткое рентгеновское излучение от солнечных вспышек [78], На время постановки и проведения экспериментов с аппаратурой РГС-ІМ (1977--79 гг) наиболее полная информация о жестком рентгеновском излучении Солнца была получена на спутнике ESRO TD-1A с помощью 12-ти канального спектрометра, работавшего в диапазоне энергий 24-900 кэВ. В четырех энергетических каналах в диапазоне 24-90 кэВ прибор обладал наилучшим на тот момент временным разрешением - 1,2 с [44,79].
Кратко суммируя полученные в перечисленных выше экспериментах данные, можно отметить следующее: а) жесткие рентгеновские всплески, сопровождающие импуль сную фазу вспышек, имеют длительность ^10 с для малых вспы шек и ~100-1000 с для больших вспышек; б) во многих всплесках наблюдается увеличение жесткости спектра с ростом интенсивности и смягчение спектра на стадии затухания всплеска; в) в большинстве всплесков потоки рентгеновского излуче ния достаточные для спектральных измерений, регистрируются в диапазоне энергий 100 кэВ; лишь в отдельных событиях удает ся регистрировать излучение вплоть до гамма-диапазона ( > 1-5 МэВ); г) измерения с временным разрешением ^1 с обнаруживают импульсную структуру жесткого рентгеновского излучения - эле ментарные вспышечные всплески [44,79], с характерными дли тельностями ~10 си указывают на возможное присутствие бо лее тонкой временной структуры.
Открытие элементарных вспышечных всплесков, а также исследования с высоким временным и пространственным разрешением микроволнового радиоизлучения Солнца (см.,например,[80-83]), стимулировали дальнейшее развитие техники эксперимента в рентгеновской астрономии Солнца. В частности, с этой целью нами была проведена существенная модернизация аппаратуры РГС, позволившая регистрировать жесткое рентгеновское излучение Солнца с временным разрешением I/4-I/I6 с [1,2] (см.главу I). Уже после завершения экспериментов с аппаратурой РГС-ІМ были поставлены эксперименты на спутниках SMM[40,84] и Hlnotorl \.85],
Основными приборами в рентгеновском диапазоне на спутнике SMM являлись уже упоминавшийся спектрометр HXRftS [40] и "изображающий" спектрометр НХ1$ ( каг<{ Х-rau итаоїпа Spectrometer) [84], Первый из этих приборов регистрировал рентгеновское излучение без пространственного разрешения. В интегральном диапазоне 28-490 кэВ временное разрешение составляло 10 мс. Спектральная информация с 15-ти канального анализатора могла быть получена с временным разрешением 128 мс. Второй из названных приборов регистрировал кванты в энергетическом диапазоне 3,5-30 кэВ, разделенном на 6 энергетических окон, с угловым разрешением 8/7 . Таким образом, пространственное разрешение спектрометра HXIS приближалось к наилучшему пространственному разрешению измерений в микроволновом радиодиапазоне
Б результате проведения указанных экспериментов для нескольких вспышек удалось детально сопоставить экспериментальные данные по оптическому, рентгеновскому и микроволновому диапазонам (см.,например, [45, 85-8б]).
2.3. Восстановление спектра электронов
Спектр рентгеновского излучения дает важную информацию о физических условиях в источнике излучения: о температуре и мере эмиссии в рамках тепловой интерпретации рентгеновского излучения, или об энергетическом спектре излучающих электронов в нетепловых моделях.
Если исходить из предположения о нетепловой природе жесткого рентгеновского излучения, то по мгновенному спектру рентгеновского излучения (2) можно определить спектр электронов в источнике излучения (3) [22,87-88]: ciI(E,-t)/ciE = lo-E"4?W (см-^.кэЕГ1) , dNCMJ/dE^ Z-м Г (4?-і) -^(3) *-f(v - показатель спектра рентгеновского излучения;
Г - гамма-функция;
2. - средний заряд ионов {. — 1,8); Yi - средняя концентрация плазмы. Из соотношения (3) видно, что для области генерации излучения имеет место равенство:
1=І>-Ш (4)
У - показатель спектра электронов: ІІМ(ЄД)/сІЕ=К(^-Е"Г№). (5)
Поскольку положение в пространстве области генерации рентгеновского излучения может не совпадать с областью ускорения электронов, для восстановления спектра электронов в области ускорения необходимо решать уравнение непрерывности. Решения для одномерного случая получены в [89,90]. Количество электронов, ускоряемых в единицу времени, и мощность процесса ускорения можно найти с помощью следующих выражений [9l]:
М«М|Е,^і.«-і0^1^^)-І.6).Е1^С^(в)
УЛ^|Е>ЕГі,72.1025Б^2уІо^Е12-%,,с-1),(7) ^4=^+і - показатель спектра электронов на границе излучающей области; Е^ - нижняя граница спектра ускоренных электронов (кэВ); Ь - бета-функция.
Таким образом можно определить ту часть энергии вспышки, которая проходит через стадию ускоренных электронов. Основная трудность при этом состоит в определении нижней границы спектра нетепловых электронов (Ei), так как она маскируется тепло- вым излучением из области вспышки. Обычно принимают Е^ВО кэВ, Типичные значения для мощных вспышек [91]:
М(Е>25кэВ>) = (4 + 8)- ЮЪв с'1 , (8) (Є>25к?В>) = 0+3)- ІО эрг-с\ (9)
Полное число ускоренных за время вспышки электронов и их полная энергия могут достигать величин ~з.Ю39 электронов и 'v г.Ю32 эрг, то есть энергия ускоренных электронов сравнима с полной энергией вспышки [9l].
Выражения (6) и (7) получены в приближении толстой мишени, то есть в предположении, что электроны в области излучения полностью теряют свою энергию. В общем случае можно записать [87]: ы:() -N'(E)-(i/
В случае толстой мишени имеем:
Для тонкой мишени приводятся и несколько отличающиеся выражения, например; Принципиальным является то, что в условиях толстой мишени фотонный спектр оказывается более жестким, чем электронный, а в условиях тонкой мишени - менее жестким. Приведенные соотношения используются при определении параметров области генерации рентгеновского излучения при наличии одновременных измерений рентгеновского излучения и электронов. Обычно предпочтение отдается модели толстой мишени, более выгодной с точки зрения объяснения энергетики излучения в рентгеновском диапазоне. Однако есть данные о том, что во вспышках могут реализовываться условия тонкой мишени [78]. Такой вывод сделан на основании сопоставления показателей спектров рентгеновского излучения и электронов, зарегистрированных в межпланетном пространстве (в двух несовпадающих выборках вспышек). Можно заметить здесь, что при строгом соблюдении условий толстой мишени электроны не могут быть зарегистрированы в межпланетном пространстве. По-видимому, более реальны промежуточные случаи между тонкой и толстой мишенью или их комбинации. Так, в упоминавшейся выше модели со всплывающим магнитным потоком ускоренные электроны могут попадать в облас- ти с разной концентрацией плазмы, в том числе и в открытые магнитные конфигурации,откуда они свободно выходят в межпланетное пространство. Приведенные выше соотношения между показателями спектров рентгеновского излучения и электронов справедливы в случае непрерывной (стационарной) инжекции ускоренных электронов в область генерации рентгеновского излучения. При этом изменение жесткости рентгеновского излучения следует за изменением жест11 кости электронного спектра. Непрерывность инжекции означает, что характерное время инжекции много больше, чем Тонкая временная структура, регистрируемая в потоках вспьшечного рентгеновского излучения,показывает, что ускорение электронов может происходить отдельными импульсами. Б этом случае изменение жесткости рентгеновского спектра на спаде импульсов связано с разным темпом торможения электронов, имеющих разную энергию. Эту связь можно использовать для определения концентрации плазмы в области генерации рентгеновского излучения [44]: n-l>5408-E^r-423/f2f+';-i), (14) ПГ - время спада интенсивности рентгеновского излучения со средней энергией фотонов -Е; 4* - показатель фотонного спектра. 2.4. Поляризация и анизотропия вспьшечного излучения С точки зрения определения природы жесткого рентгеновского излучения наиболее показательными могут быть измерения степени поляризации и анизотропии. Если излучение генерируется при торможении б хромосфере пучка ускоренных электронов, то как было показано теоретически, излучение может быть поляризовано и анизотропно [92,93]. Первые измерения степени поляризации рентгеновского излучения солнечных вспышек были выполнены на спутниках серии "Интеркосмос" [73-75], В начале рентгеновских всплесков, сопровождавших мощные солнечные вспышки, была зарегистрирована значительная степень поляризации излучения ^10-25%. Максимальная степень поляризации отмечалась в начале импульсной фазы вспышек. После максимума интенсивности, на спаде всплесков степень поляризации уменьшалась. В слабых вспышках степень поляризации рентгеновского излучения не превышала нескольких процентов. Аналогичные результаты были получены в экспериментах на спутнике 050-7 [94]. Для 16-ти вспышек за март, июнь и август 1972 г. получена оценка степени поляризации ^10-20%. Следует отметить, что в указанных экспериментах измерялась степень поляризации излучения при энергиях^15-20 кэВ. В этом диапазоне энергий возможен существенный вклад теплового излучения. Более определенную информацию о природе рентгеновского излучения можно получить, измеряя поляризацию излучения с энергией квантов > 30 кэБ [95] Что касается полученных результатов, то они не исключают тепловую интерпретацию жесткого рентгеновского излучения вспышек. Дело в том, что в моделях с распространением теплового фронта вдоль магнитного поля арки электроны с энергиями 'WOO кэВ могут проникать сквозь ионно-звуковые фронты, образуя аналог направленного пучка [96, 97]. Кроме того, к поляризации рентгеновского излучения может приводить отражение излучения от фотосферы. С другой стороны, - ЗО - при отражении от фотосферы излучения, генерируемого анизотропным пучком ускоренных электронов, может существенно уменьшаться степень направленности и поляризации излучения [98], Степень анизотропии рентгеновского излучения вспышек можно изучать двумя путями: измеряя интенсивность рентгеновского излучения на нескольких разнесенных в пространстве космических аппаратов, или анализируя распределение количества и интенсивности жестких рентгеновских всплесков по гелиодолготе. Физические основы связи характера долготного распределения жестких рентгеновских всплесков с анизотропией излучения в них мы рассмотрим в 5 главы 3. Б связи со сложностью организации экспериментов по прямому измерению направленности рентгеновского излучения солнечных вспышек, такие измерения проведены только для нескольких вспышек [99]. Результаты указывают на отсутствие анизотропии рентгеновского излучения. Исследование распределения всплесков жесткого рентгеновского излучения по гелиодолготе было проведено по данным, полученным в период 2.10.71-21.02.73 на OS0-7[lO0]. Рассмотрено 148 всплесков, интенсивность которых в диапазоне энергий —? —Т -I «s-20 кэВ превышала величину 0,1 см с хкэВ. Привязка всплесков к гелиодолготе производилась по Н,^ -вспышкам, нормировка -по всплескам мягкого рентгеновского излучения. В результате сделан вывод об отсутствии долготной зависимости в распределении жестких рентгеновских всплесков по гелиодолготе. Следовательно, рентгеновское излучение вспышек скорее всего изотропно. 2.5. Корреляция с оптическим и микроволновым излучением Необходимость комплексного изучения различных проявлений солнечных вспышек не вызывает сомнений. Наиболее тесную связь, - ЗІ - по-видимому, следует ожидать между явлениями, сопровождающими взрывную фазу вспышки: резким уярчением излучения в линии \\и , всплесками жесткого рентгеновского и микроволнового радиоизлучения. Связь этих явлений получает объяснение в различных моделях вспышек, В частности, многие авторы придерживаются мнения, что рентгеновское и микроволновое излучение генерируется одними и теми же электронами (ускоренными или тепловыми). Отчасти эти вопросы рассмотрены нами выше. Кратко остановимся на некоторых работах, посвященных корреляции жестких рентгеновских всплесков с оптическим и микроволновым излучением. Соотношение между временными профилями интенсивности рентгеновского излучения в разных диапазонах длин волн (от 0,5 до 9А) и интенсивности излучения в линии Но<. внутри изо-фотных площадок разной яркости исследовано в flOl], Получено, что уярчения в линии Мое с ростом интенсивности становятся короче с более быстрым нарастанием и спадом. Аналогичное поведение отмечено для рентгеновского излучени: в более жестких диапазонах всплески^ короче. Представляет интерес временная последовательность процессов во вспышках. Сопоставление моментов начала возгарания вспышек в линии Нос и начала жестких рентгеновских всплесков не дало однозначного результата. По-видимому, это связано с различием критериев определения начальных моментов времени. В [I0l] получено, что НЛ-излучение начинается, в среднем, на 2 минуты раньше, чем жесткое рентгеновское излучение. По другим данным [l02] начало рентгеновского всплеска совпадает или несколько опережает начало уярчения в линии Н^. Относительно корреляции между всплесками жесткого рент- геновского излучения и микроволного радиоизлучения Солнца,как правило, отмечается их тесная связь и частое совпадение даже в деталях (см., например, [103,104]). Указывалось на совпадение моментов максимальной интенсивности рентгеновского и микроволного излучения [105] Результаты отмеченных выше экспериментов по измерению жесткого рентгеновского и микроволнового излучения вспышек с высоким временным и пространственным разрешением [80-86] указывают на разнообразие условий в разных вспышках. Так, во вспышке, зарегистрированной 29 июня 1980 г. в 2 30mUT, наблюдаются почти идентичные вариации интенсивности в рентгеновском и микроволновом излучении с длительностями"I с, что рассматривается как указание на генерацию соответствующих всплесков одними и теми же электронами [47]. В то же время в ряде других вспышек измерения микроволновых всплесков на частотах 7, 22 и 44 ГГц с временным разрешением 100 и I мс [80] показывают, что между максимумами интенсивности излучения на разных частотах наблюдаются временные сдвиги на всех уровнях временного разрешения. Для элементарных вспышечных всплесков с длительностями порядка секунд эти сдвиги достигают 1-2 секунды. Для пучков с длительностью в десятки-сотни миллисекунд ("спай-ков") отмечаются сдвиги в десятки миллисекунд. Отдельные максимумы интенсивности могут совпадать во времени. Знак временного сдвига между максимумами интенсивности на двух частотах может меняться в пределах одной вспышки, имеющей сложную временную структуру. Для ряда микроволновых всплесков показано, что источники излучения могут располагаться как около оснований вспышечных петель, так и вокруг их вершин, и в течение вспышки может происходить генерация нескольких импульсов излу- чения в одном и том же источнике или в разных источниках в пределах одной вспышечной области [82]. Отмеченные экспериментальные факты показывают, что исследование корреляции рентгеновского и микроволнового излучения вспышек, на уровне высокого временного и пространственного разрешения находится на стадии накопления статистического материала. Пока нельзя сделать однозначных выводов о природе источников жесткого рентгеновского и микроволнового излучения солнечных вспышек. В связи с этих не потеряла своей актуальности задача сопоставления параметров оптических вспышек и всплесков рентгеновского и микроволнового излучения, регистрируемых в патрульном режиме для большого числа события с временным разрешением порядка секунд, являвшаяся одной из задач эксперимента, проведенного нами на ИСЗ "Прогноз-7п (см. 4-6, гл.З). Перейдем теперь к описанию спектрометрической аппаратуры РГС-ІМ и анализу результатов, полученных с ее помощью в эксперименте на ИСЗ "Прогноз-711. Другие модели с нейтральным токовым слоем отличаются от модели Сыроватского, в основном, процессами, приводящими к возникновению токового слоя. Одним из таких процессов может быть неустойчивость протуберанца (волокна), висящего на силовых линиях магнитного поля [37] (рис.2). Если под протуберанцем магнитное поле имеет встречное направление, то при провисании силовых линий может развиваться токовый слой. Токовый слой может формироваться и при всплывании из-под фотосферы нового магнитного потока в сформированной биполярной группе пятен, если направление силовых линий нового потока противоположна уже существующему [38,39] (рис.3). Отметим, что в этой модели находит простое объяснение разнообразие типов радиоизлучения от вспышки, так как ускоренные частицы могут попадать в области с разной напряженностью магнитного поля (А и Б, рис.Зв) и в открытые магнитные конфигурации. В рамках этой модели на основе данных, полученных нами на ИСЗ серии "Прогноз" создана модель рентгеновских предвестников в мягком рентгеновском диапазоне [40]. Еще одну группу составляют модели, связанные с вспышечны-ми петлями. Толчком к их разработке послужили наблюдения, выполненные на Скайлэбе, которые показали важную роль во вспышках арочных структур магнитного поля [4і]. В этих моделях диссипация магнитного поля происходит в тороидальных магнитных конфигурациях со скрученным магнитным полем, создаваемым электрическим током [42,43]. Неустойчивости, которые могут развиваться в таких системах, в конечном итоге вызывают появление низкочастотной турбулентности, рассеивающей направленное движение электронов и ионов. В результате энергия магнитного поля будет переходить в тепло. Возмущения боковой поверхности арки могут приводить к формированию ударной волны, выбросу частиц и т.д., а также инициировать вспышечный процесс в соседних арках, чем можно объяснить наблюдаемые серии элементарных вспышечных всплесков [44] Степенной спектр жесткого рентгеновского излучения в таких моделях может формироваться за счет теплового излучения электронов в совокупности магнитных волокон небольшого размера, имеющих разную температуру. Другая возможность объяснения степенного спектра тепловым излучением заключается в предположении о существовании вспы-шечного ядра с некоторым распределением по радиусу температуры и напряженности магнитного поля. В [45] для вспышки 29 июня 1980 г. показано, что в рамках таких представлений удается наилучшим образом согласовать наблюдательные данные при детальной интерпритации временных и спектральных характеристик жесткого рентгеновского и микроволнового излучения. Процессы первичного энерговыделения при этом не рассматриваются. Для объяснения наблюдательных данных задается степенной закон уменьшения температуры и напряженности магнитного поля с удалением от центра вспышечного ядра с максимальной температурой 1СгК и напряженностью поля 220 Гс. Использованы данные, полученные с помощью спектрометра жестких рентгеновских всплесков ( Яш-d. Х-пху 6urat -іресЬ-оте ег HXRBS ) на спутнике SMM[46], а также временной профиль микроволнового всплеска на частоте 17 ГГц и спектры в микроволновом диапазоне для разных моментов времени. Учтены результаты наблюдений с высоким пространственным разрешением около 20-ти импульсных микроволновых всплесков [47-49], которые показали, что размеры источника (иногда двух источников), располагающихся возле нейтральной линии магнитного поля, уменьшаются с ростом частоты излучения и составляют 10-15" для 5 ГГц и 2-57/ - для 15 ГГц. В заключение этого раздела подчеркнем еще раз, что большинство моделей вспышек предполагают в качестве источника энергии диссипацию магнитного поля. Наблюдаемое разнообразие вспышек может, по-видимому, объясняться сложностью и разнообразием структур магнитных полей в активных областях на Солнце. В различных вспышках, в принципе, могут реализовываться условия всех приведенных выше моделей. Уже на основании первых измерений рентгеновского излучения Солнца было введено разделение этого излучения на мягкую ( Ех10 кэВ) и жесткую ( Ех Ю кэВ) компоненты [50]. В общем случае предполагается, что мягкое рентгеновское излучение представляет собой тепловое тормозное излучение электронов плазмы с температурой Ю -ЮК. Всплески жесткого рентгеновского излучения объясняют, чаще всего, нетепловым тормозным излучением ускоренных электронов с энергиями Ее 20-100 кэВ [50,5i]. Как мы уже отмечали, возможна и тепловая интерприта-ция жесткого рентгеновского излучения. Практически любые экспериментальные данные, полученные на момент постановки наших экспериментов, допускали как тепловую, так и нетепловую интерпритацию [52]. Как тепловая, так и нетепловая модели первичного энерговыделения сталкиваются с трудностью, заключающейся в необходимости слишком больших потоков энергии из области энерговыделения. Как показано в [53] эта трудность может быть преодолена в рамках теории пинчевых токовых слоев, так что предпочтение отдается нетепловой модели. Пропорциональные счетчики остаются на сегодняшний день основными детекторами, используемыми в мягком рентгеновском диапазоне при проведении космических экспериментов по рентгеновской астрономии.. В различных экспериментах, в соответствии с их задачами, применялись разные модификации счетчиков и вспомогательных систем. Так, в ультрамягком рентгеновском диапазоне ( Б I кэВ) использовались проточные пропорциональные счетчики с системами их продувки рабочим газом (см., например, [115]). При измерении потоков рентгеновского излучения от космических источников применялись счетчики с большой площадью входного окна (сотни см2) [Пб]. Для регистрации рентгеновского излучения солнечных вспышек с высоким пространственным разрешением в экспериментах, проведенных уже после завершения наших исследований, использованы комбинации координатно-чувствительных многонитевых пропорциональных счетчиков с коли-маторами [84]. Первый результат в области рентгеновской астрономии Солнца в лаборатории Ядерной космической физики ФТИ им.А.Ф.Иоффе АН СССР был получен при проведении рентгеновского флуоресцентного анализа химического состава лунного грунта на "Луноходе-1" [П7, 118]. Повышение скорости счета, связанное с солнечной вспышкой, было зарегистрировано с помощью пропорциональных счетчиков аппаратуры РИФМА, предназначенных для регистрации характеристических спектров лунного грунта, возбуждаемых специальными радиоактивными источниками. При создании аппаратуры РИФМА-М для передвижной станции "Луноход-2" в ее состав был включен специальный солнечный датчик, созданный с участием автора настоящей работы. Однако, одного пропорционального счетчика, подключаемого к измерительному тракту лишь на короткое время, конечно, недостаточно для проведения эксперимента по рентгеновской астрономии Солнца. С целью осуществления длительных непрерывных измерений потоков рентгеновского излучения Солнца в широком энергетическом диапазоне в ФТИ им. А.Ф.Иоффе АН СССР были созданы спектрометры РГС-І и его модификация - РГС-ІМ. В аппаратуре РГС использованы две методики регистрации рентгеновского излучения: в жестком диапазоне - с помощью сцинтилляционных счетчиков, в мягком - с помощью пропорциональных счетчиков. В спектрометре РГС-І в мягком рентгеновском диапазоне были использованы промышленные счетчики СРМ-20 [106]. Однако,эти счетчики обладали рядом недостатков с точки зрения условий и задач экспериментов по регистрации рентгеновского излучения Солнца. К таким недостаткам можно отнести: недостаточную площадь окна для рентгеновского излучения с Ех 10 кэВ и недостаточную стабильность характеристик счетчиков СРМ-20 при длительной эксплуатации в вакууме с нагревом до 40-60С. Для спектрометра РГС-ІМ нами были разработаны и изготовлены специальные пропорциональные счетчики РСД (рентгеновские солнечные датчики), а также многонитевой пропорциональный счетчик, позволяющий регистрировать мягкое рентгеновское излучение от космических источников. Требования, предъявляемые к основным параметрам пропорциональных счетчиков, используемых в экспериментах по рентгеновской астрономии, определяются как физическими задачами эксперимента, так и конкретными условиями его проведения. Физические задачи эксперимента определяют необходимую чувствительность прибора, а также временное, энергетическое и пространственное разрешение. Специфика космических экспериментов предъявляет жесткие требования к надежности прибора и детекторов, к стабильности их характеристик в условиях длительной работы в вакууме в широком диапазоне температур. Кроме того, поскольку ИСЗ "Прогноз" каждые четверо суток проходит через радиационные пояса Земли, пропорциональные счетчики не должны изменять своих характеристик при больших наработках ( 1(г импульсов). Все перечисленные условия были учтены при создании счетчиков РСД. Б этой главе мы рассмотрим вопросы, связанные с обеспечением оптимальных физических характеристик пропорциональных счетчиков, предназначенных для длительной непрерывной регистрации мягкого рентгеновского излучения Солнца в составе аппаратуры РГС-ІМ, их конструкцию, результаты испытаний и калибровок. Чувствительность прибора определяется уровнем фона и эффективной площадью детекторов. Последняя для рентгеновских пропорциональных счетчиков задается формулами (I.I-I.4) ( 3, гл.1). Отметим, что для счетчиков РСД, имеющих прямоугольную геометрию в отличие от счетчиков СРМ-ВО, коэффициент поглощения излучения в газе, следовательно, и эффективность регистрации не зависит от места попадания квантов в рабочий объем. aПоскольку эффективная площадь рентгеновских счетчиков зависит от энергии излучения, выбор оптимального входного окна счетчика должен быть основан на ожидаемых интенсивноетях излучения, в энергетических диапазонах прибора. Пропорциональные счетчики спектрометра РГС-ІМ работают в энергетическом диапазоне 2-30 кэБ, разделенном на четыре поддиапазона: 2-4, 4-12, 12-20 и 20-30 кэВ. Последний из них служит для "сшивки" с результатами измерений, получаемыми с помощью сцинтилляционных счетчиков прибора РГС-ІМ. В диапазоне энергий 20 кэВ особый интерес представляют рентгеновские предвестники вспышек, поток излучения в которых может быть в 10-100 раз меньше, чем в самой вспышке. Корпуса счетчиков, как и большинство деталей блока РСД-М, изготавливаются из дюралюминия марки Д-І6. В результате при сохранении механической прочности уменьшается масса прибора.Кроме того, характеристическое излучение алюминия, основного компонента в сплаве Д-І6 ( 90%, [124]), лежит вне измеряемого диапазона энергий ( Ек д= 1,49 кэВ) и не искажает спектр регистрируемого излучения. Для удобства изготовления счетчиков, они выполняются разборными, что позволяет, при необходимости, легко заменять нить и окно счетчика и добиваться необходимых характеристик практически на каждом счетчике. Крышка счетчика уплотняется на резиновой или фторопластовой прокладке. В качестве уплотняющего материала предпочтительнее фторопласт, так как выделение газов из резиновых прокладок может приводить к изменению КГУ счетчиков. Часто используемый в лабораторных экспериментах индий не подходит для уплотнений в счетчиках РСД в связи с их возможным нагревом до температур +50С. Для эффективного теплоотвода от солнечных счетчиков необходим их хороший тепловой контакт с остальной массой блока РСД-М, который в свою очередь, находится в тепловом контакте с приборной плитой спутника. Габариты счетчиков, необходимость хорошего теплового контакта, а также требования помехозащищенности определяют необходимость электрического контакта корпусов счетчиков РСД с массой блока РСД-М. В связи с этим высокое напряжение подается на нити счетчиков, а сигнал на предусилители снимается через разделительные высоковольтные конденсаторы. Бериллиевая фольга входного окна счетчика крепится на его крышке с помощью эпоксидного клея К-300. Таким же образом крепятся в корпусе проходные изоляторы. По торцам счетчика устанавливаются фторопластовые пластины, исключающие из рабочего объема области, в которых изменение КГУ за счет краевого эффекта превышает допустимые пределы. В этих же пластинах закрепляются стеклянные охранные трубки. При такой конструкции вводов необходимое постоянство КГУ в пределах рабочего объема счетчика достигается без установки исправляющих электродов. Узел откачки-наполнения. Обычно применяемые способы отпайки пропорциональных счетчиков с помощью запайки стеклянных или металлических трубок приводит к определенным трудностям в случае необходимости повторного наполнения счетчика, например, после замены окна или нити. В счетчиках РСД применен специальный узел откачки-наполнения многократного действия, конструкция которого ясна из рис.11.-Такой узел позволяет производить многократное перенаполнение счетчиков, что особенно важно при сборке счетчиков сложной конструкции, трудоемкость производства которых не возволяет изготавливать их большими партиями. Кроме того, узел обеспечивает возможность многократного открывания и закрывания газового объема счетчика без разгерметизации системы откачки-наполнения, что необходимо при тщательном исследовании величины течей в счетчиках. Коллиматор. Спектрометр РГС-ІМ регистрирует интегральный поток рентгеновского излучения от всего Солнца. Коллиматоры солнечных датчиков служат для создания диаграмм направленности, не перекрывающихся с диаграммой направленности фонового датчика РД-3, а также для уменьшения диффузного рентгеновского фона. Между сеансами ориентации спутника "Прогноз" на Солнце допускаются интервалы до десяти суток. В результате ось вращения спутника за счет орбитального движения Земли может отклоняться от направления на Солнце на угол 10. Поэтому ширина диаграммы направленности солнечных датчиков должна быть достаточно большой и составляет в приборе РГС-ІМ 15 (на половине высоты). Коллиматоры солнечных датчиков (РД-І и РД-2) - сотового типа с квадратными ячейками, набираются из дюралюминиевых пластин толщиной I мм. В корпусах коллиматоров предусмотрены места установки двух предусилителей (для основной и калибровочной нити) и места крепления наружной обшивки блока РСД-М. Методика. Исследование физических характеристик проводилось на прототипах счетчиков (лабораторных образцах), по конструкции, в основном, совпадающих со счетчиками блока РСД-М. Технология изготовления и некоторые элементы конструкции счетчиков уточнялись в процессе проведения экспериментов. Наполнение счетчиков, на первом этапе работ, производилось в системе откачки-наполнения, предназначенной для наполнения лабораторных счетчиков. После того, как была установлена необходимость длительной откачки счетчиков при температуре Ю0С, для наполнения счетчиков была сконструирована и собрана специальная цельнометаллическая система откачки-наполнения, которая позволяет прогревать счетчик до температуры при вакууме /10 Ч1а, а также очищать напускаемый в счетчик газ (рис.12). Счетчик при откачке помещается в вакуумную камеру, что устраняет перепад давления на окне счетчика. В этой системе в дальнейшем производилось наполнение счетчиков для приборов РГС-ІМ. Автоматическая станция "Прогноз-7" была выведена на высо-коапогейную орбиту (с максимальным удалением от Земли около 00 тыс.км и периодом обращения 96 часов) 30 октября 1978 г. [128], Экспресс-анализ телеметрической информации за первые несколько суток полета показал нормальное функционирование аппаратуры ЇТС-ІМ. Было отмечено несколько всплесков рентгеновского излучения Солнца, зарегистрированных во всех энергетических диапазонах спектрометра. В дальнейшем измерения потоков рентгеновского излучения Солнца велись в течение всего периода проведения научных экспериментов вплоть до начала июня 1979 г. За это время зарегистрировано несколько сотен всплесков жесткого рентгеновского излучения (Ех 20 кэВ). В мягком рентгеновском диапазоне (Е 12 кэВ) количество зарегистрированных всплесков и более медленных изменений интенсивности примерно на порядок больше. Здесь мы рассмштрим результаты, полученные в период с марта по май 1979 г., непосредственно примыкающий к пробному периоду международной программы Года солнечного максимума. Основное внимание при этом будет уделено анализу всплесков жесткого рентгеновского излучения и их сопоставлению с оптическими вспышками и всплесками микроволнового радиоизлучения Солнца. Анализ данных по мягкому рентгеновскому диапазону за этот период затруднен в связи с тем, что на видимом диске Солнца в это время постоянно наблюдалось по нескольку активных областей, в которых происходили вспышки. Для исследования развития пред-вспышечных ситуаций по мягкому рентгеновскому излучению предпочтительнее периоды с меньшей вспышечной активностью. Суммарное время наблюдений за период с марта по май 1979 г. составило 73,7 суток или 80$ от его общей длительности. Таким образом, речь идет о практически патрульной регистрации рентгеновского излучения Солнца. На рис.15 показаны временные интервалы, в которые проводились измерения. Большой объем полученной телеметрической информации обусловил необходимость использования ЭВМ при ее обработке. Ниже мы рассмотрим основные этапы обработки информации и полученные экспериментальные результаты. Информация, полученная нами в эксперименте на ИСЗ "Прогноз-?", в основном, записана на магнитных лентах, предназначенных для работы на ЭВМ серии ЕС. Частично в нашем распоряжении имелись и так называемые обзорные графики на электрохимической бумаге, на которых при принятой в аппаратуре РГС-ІМ системе записи информации наглядно представляется изменение скорости счета во времени. В процессе обработки и интерпретации результатов эксперимента можно выделить следующие этапы: 1. Выявление и временная привязка всплесков рентгеновского излучения Солнца. 2. Расчет физических параметров моделей источника излучения по полученной спектральной информации. 3. Исследование временной структуры потоков рентгеновского излучения Солнца: а) тонкой временной структуры всплесков с помощью временного анализатора ( 0,1 с); б) временной структуры последовательностей всплесков. 4. Совместный анализ данных о рентгеновском излучении вспышек с другими наблюдательными данными: по оптическому и радиодиапазонам, по солнечным космическим лучам и т.д. Первые три этапа непосредственно связаны с обработкой телеметрической информации на ЭВМ. Здесь мы рассмотрим только первый и второй этапы, так как специальный анализ временных структур в рентгеновском излучении Солнца не входил в задачи настоящей работы. Такой анализ по результатам экспериментов на ИСЗ "Прогноз-5, -6 и -7" проводился в [114, 189, 64] и продолжается в настоящее время. Выявление всплесков. При наличии обзорных графиков выявление всплесков можно проводить визуально. Всплески, проявившиеся во всех энергетических диапазонах прибора, включая диапазон 60-80 кэВ, в более мягких диапазонах 20-30 и 30-40 кэВ дают скорость счета, значительно превышающую уровень фона. Дальнейшая обработка проводится на ЭВМ. При этом автоматически уточняются временные границы считываемого с магнитной ленты массива данных, то есть начало и конец всплеска. За период с марта по май 1979 г. информация, в основном, была записана только на магнитных лентах. Таким образом, выявление всплесков необходимо было проводить непосредственно с магнитных лент. Запись на магнитной ленте имеет следующую структуру. За каждые 10,24 с записаны результаты счета импульсов по девяти каналам прибора, точное время окончания очередного измерения и некоторые служебные параметры. Совокупность этих данных составляет на магнитной ленте так называемый кадр. Массив данных (последовательность кадров) между очередными сеансами связи, в которых производилась передача информации на Землю, образует сеанс (на магнитной ленте - файл). Обычная длительность сеанса около 4-х суток, объем файла 30 тыс.кадров, В то же время суммарная длительность регистрации жесткого рентгеновского излучения от солнечных вспышек в рассматриваемый период не превышала в среднем 2,% от времени наблюдений. Поэтому обычные распечатки на АЦПУ и их визуальный просмотр в данном случае оказываются неэффективными.Эффективность регистрации рентгеновского излучения
Сравнительные характеристики спектрометров, входивших в состав научной аппаратуры на ИС8 серии "Прогноз"
Оптимальная эффективность регистрации мягкого рентгеновского излучения Солнца
Параметры всплесков жесткого рентгеновского излучения Солнца, зарегистрированных в период с марта по май 1979 года
Похожие диссертации на Исследование рентгеновского излучения Солнца с помощью спектрометрической аппаратуры РГС-IМ
