Содержание к диссертации
Введение
Глава I. Эксперимент по наблюдению резонансно рассеянного солнечного излучения атомами нейтрального гелия 11
1. Условия проведения эксперимента 11
2. Описание прибора "Межпланетный гелий" 12
Глава II. Межпланетный фон в линии Не 584 І по наблюдениям с ИСЗ "Прогноз-6" 23
1. Методика определения распределения интенсивности, на. кругах сканирования 23
2. Результаты фоновых измерений в линии Не584 й 37
Глава III. Определение параметров межзвездной среды в окрестностях Солнечной системы 45
1. Определение направления движения межзвездной среды относительно Солнца из наблюдений с ИСЗ "Прогноз-6" 45
2. Температура и скорость межзвездного ветра 53
3. Оценка плотности нейтрального гелия в около солнечном пространстве 78
4. Сравнение полученных результатов с данными других авторов 80
Заключение 89
- Описание прибора "Межпланетный гелий"
- Методика определения распределения интенсивности, на. кругах сканирования
- Определение направления движения межзвездной среды относительно Солнца из наблюдений с ИСЗ "Прогноз-6"
- Оценка плотности нейтрального гелия в около солнечном пространстве
Введение к работе
Немногим более 10 лет тому назад в астрофизическую литературу вошло понятие межзвездного ветра. Это явление заключается в существовании относительного движения Солнца и окружающей его межзвездной среды со скоростью ~20 км/с. Солнечный ветер в высокой степени нейтрализует межзвездный газ, вытесняя из него плазму и магнитное поле. Оставшийся нейтральный газ втекает в гелиосферу практически невозмущенным. Большая скорость межзвездного газа позволяет ему довольно далеко проникать внутрь Солнечной системы, прежде чем его нейтральные компоненты ионизуются солнечным излучением, обменом зарядами с протонами солнечного ветра и столкновениями с электронами. Таким образом, большинство нейтральных атомов межзвездного газа проникает более или менее вглубь Солнечной системы в зависимости от типа частиц, солнечной активности и скорости межзвездного ветра. Основные компоненты межзвездного газа - нейтральные атомы водорода и гелия, попадая в ближайшие окрестности Солнца, становятся наблюдаемыми, так как они рассеивают резонансным способом солнечное излучение. Атомы водорода эффективно переизлучают линию HI ^1215,7 & ( L^), а гелия - линию Неї ^584 Я. Обе линии являются одними из самых ярких в эмиссионном ультрафиолетовом спектре Солнца. Эксперименты по измерению в межпланетном пространстве фонового излучения в этих линиях позволяют определить такие характеристики межзвездного газа как температура (/^ )» плотность входящих в него нейтральных компонент (Пи и'ЛНе), направление и скорость движения относительно Солнца ( у w ). Это достигается путем построения модели взаимодействия" межзвездного газа с гравитационным полем Солн- ца, его фотонным и корпускулярным излучением и сравнения ее предсказаний с наблюдениями. В отличие от спектроскопических и радиоастрономических исследований, выводящих характеристики межзвездного газа как средние величины на луче зрения длиною от нескольких парсек до нескольких килопарсек, межпланетные фоновые измерения позволяют проводить мелкомасштабные исследования межзвездной среды - изучать ее параметры в ближайших окрестностях Солнечной системы, а именно вне зоны активного влияния солнечного гравитационного поля, поля его излучения и плазмы солнечного ветра. Размеры этой зоны примерно на порядок меньше размеров гелиосферы. Вопрос о том, являются ли эти параметры также и характеристиками невозмущенного влиянием Солнца межзвездного газа, до сих пор остается открытым. Считается, что на расстоянии 50*150 а.е. от Солнца находится область взаимодействия заряженной компоненты набегающего на Солнечную систему потока межзвездного газа и солнечного ветра. Размеры этой области оцениваются в 10*50 а.е. В противоположную сторо-ну вплоть до расстояния ^10 а.е. простирается хвост гелиосферы. Не исключается влияние переходной области и на характеристики нейтральной компоненты межзвездного газа.
Первое указание на существование L^ - излучения внеземного происхождения получили Мортон и Парселл при проведении ракетных измерений излучения ночного неба в этой линии Li]. Измерения L^ - излучения в межпланетном пространстве впервые были осуществлены Іфртом с автоматической межпланетной станции "Венера" [2]. Важной вехой в исследовании межпланетного атомарного водорода стали наблюдения с американского ИСЗ 0G0-5, когда одновременно группами Берто и Бламона и Томаса и Крассы были получены карты фонового L^- излучения, послужившие осно- вой для первых оценок температуры, плотности Пн нейтральных атомов водорода, а также величины и направления вектора скорости межзвездного ветра [3,4]. Эти наблюдения явились убедительным подтверждением развитой Фаром и Блюмом теории проникновения межзвездного атомарного водорода внутрь Солнечной системы [5,6,7]. Начавшиеся несколько позже исследования межпланетного нейтрального гелия повторили путь изучения водорода межзвездного ветра: от ракетных экспериментов - к первым картам фонового излучения в межпланетном пространстве в линии Неї ^584 & [8,9,10]. Подробное описание экспериментов по наблюдениям излучения в линиях L^ и Неї j,58A , проведенных до 1978 г., можно найти в обзорах [ІІ,І2,ІЗ].
Параметры межзвездной среды, полученные из наблюдений нейтрального гелия,по ряду причин представляются более надежными, чем из наблюдений нейтрального водорода. Найденная из фоновых L^- измерений температура межзвездного газа может оказаться лишь ее верхним пределом из-за нагревания водородной компоненты протонами солнечного ветра внутри гелиосферы [14,15, 16]. Процесс же взаимодействия нейтральных атомов гелия с горячими протонами менее эффективен, чем аналогичный процесс для атомов водорода, являющийся резонансным. Более того, нейтральный водород может проникать внутрь гелиосферы уже имея более высокую, по сравнению с невозмущенным межзвездным газом, температуру [17]. Переходная область может оказывать влияние и на сам процесс проникновения атомов водорода в Солнечную систему, приводя к уменьшению их концентрации за счет перезарядки на протонах межзвездного водорода, заторможенных на ударной волне, а также увлечения потоком плазмы, огибающим гелиосферу [l8,I9]. Количественные оценки изменении температуры и плотности сильно зависят от принятых величин сечений взаимодействия Н и В4" и теоретических моделей взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой.
Обладая, по сравнению с водородом, более высоким потенциалом ионизации, атомы гелия значительно глубже проникают внутрь Солнечной системы, а на расстоянии орбиты Земли их концентрация уже значительно превышает концентрацию атомов водорода. Ионизационная полость, в которой нейтральный гелий практически отсутствует, лежит внутри орбиты Меркурия. Вследствие явно выраженной гравитационной фокусировки (действием светового давления на атомы гелия можно пренебречь) определение направления движения межзвездного газа относительно Солнца по нейтральному гелию является более точным, так как наблюдаемые изофоты в линии L^ не обладают столь характерными деталями и подвержены большим изменениям в течение цикла солнечной активности.
С другой стороны, наблюдения в линии Неї j^584 более трудны, так как его обилие составляет 0,1 от водорода (по числу атомов) и, кроме того, техника регистрации излучения в области 1584 & гораздо сложнее, чем в линии L ^ . В области длин волн короче j$ 1100 , в частности, отсутствуют прозрачные кристаллические материалы для окон, нет интерференционных (да и других) узкополосных фильтров с полосой ^100 2. и т.д. Поэтому число выполненных, наблюдений в линии Неї Л 584 до настоящего времени сравнительно невелико. Абсолютная калибровка в области длин волн ^500 $ экспериментально более сложна и производится с меньшей точностью. Фон заряженных частиц космических лучей, ультрафиолетового излучения и радиационных по- ясов Земли, дающих заметный вклад в результаты экспериментальных измерений, конечно, более опасен,когда наблюдаемая интенсивность составляет всего 1*10R по сравнению со I00*500R в линии L»^ .
С целью детального исследования фона неба одновременно в линиях Неї J584 ft и HI Ji 1215,7 & в 1976-1978 гг. был осуществлен совместный советско-французский эксперимент "Межпланетный гелий" на высокоапогейных спутниках Земли "Прогноз-5" и "Прогноз-6". Прибор МПГ, являвшийся многоканальным фотометром, был изготовлен во Франции Службой Аэрономии в соответствии с разработками, намеченными проводившей эксперимент советско-французской группой. Все заводские и предпусковые испытания прибора, а также управление ходом эксперимента во время полета проводились советской стороной по согласованной с французскими коллегами программе. Первичная обработка информации была проделана в Советском Союзе. Вторичная обработка данных и их теоретическая интерпретация велись параллельно в Институте космических исследований АН СССР и в Службе Аэрономии. Результаты неоднократно обсуждались.
В настоящей работе излагаются результаты наблюдений в линии нейтрального гелия, полученные в эксперименте на ИСЗ "Про-гноз-6".
В первой главе диссертации дано описание условий проведения эксперимента по измерению фонового излучения в линии Неї j^584 & в межпланетном пространстве: приведены элементы орбиты ИСЗ "Прогноз-6", кратко описаны система ориентации и система передачи информации с борта спутника. Далее следует описание основных узлов прибора "Межпланетный гелий", с помощью которого велись измерения. Более подробно описаны гелиевые каналы, информация с которых была использована для определения параметров межзвездного ветра.
Вторая глава диссертации посвящена методике получения распределения интенсивности в линии Неї ji 584 ft по небесной сфере из наблюдательных данных. Описан подготовительный этап, заключающийся в создании на МД (магнитном диске) банка сервисных данных, необходимых для обработки поступающей с прибора ТМ (телеметрической) информации. Приведена методика определения параметров круга сканирования и местоположения на нем каждого измерения. Далее описан способ перехода от ТМ отсчетов к наблюдаемым скоростям счета, система селекции сбойной информации и паразитных сигналов. Таблицы, содержащие результаты фоновых измерений в межпланетном пространстве в линии Неї \584ft, вынесены в Приложение П. Сводная таблица основных сведений об использованном наблюдательном материале помещена в конце главы.
Третья глава диссертации посвящена интерпретации полученных в настоящем эксперименте фоновых измерений в линии Неї ^584 ft. Найденные в результате обработки наблюдений интенсивности на кругах сканирования были использованы для определения параметров межзвездной среды в окрестностях Солнечной системы. Описан и применен способ определения координат направления движения межзвездного газа относительно Солнца, не зависящий от остальных параметров межзвездного ветра. Далее приведено описание модификации холодной модели, использованной в настоящей диссертации для интерпретации фоновых измерений в линии Неї ^584 ft, и показана правомерность ее применения в рассматриваемом случае. Найдены температура и скорость межзвездного газа, наилучшим образом согласующиеся с наблюдениями в рамках рассмотренной модели. Приведена вытекающая из наблюдений оценка плотности нейтрального гелия в околосолнечном пространстве. В конце главы дано сопоставление полученных в настоящей работе результатов по определению параметров межзвездного ветра с опубликованными в литературе данными. Показано влияние на искомые температуру и скорость выбранных величин времени жизни нейтральных атомов гелия и ширины солнечной линии Неї ^584 8. Изложены перспективы дальнейших исследований.
В заключении приведены основные результаты диссертационной работы. Дан краткий обзор состояния межзвездного газа в окрестностях Солнечной системы по данным УФ наблюдений в межпланетном пространстве и по наблюдениям межзвездных линий поглощения в спектрах звезд.
На защиту выдвигаются: серия новых экспериментальных данных по измерениям фона в межпланетном пространстве в линии Неї^584 8; метод определения эклиптических координат направления движения межзвездного газа относительно Солнца, не зависящий от остальных параметров межзвездного ветра; вариант модифицированной холодной модели, упрощающий и ускоряющий интерпретацию наблюдений в линии Неї ^584 й при сохранении надежности получаемых результатов; новые измерения температуры (Ту = 13500 К), величины и направления вектора скорости межзвездного газа относительно
Солнца ( tfw = 25 км/с, c<v = 775, ow= -16?6) и плотности ато- мов нейтрального гелия в межзвездном ветре (Л#а= 0,018 см ).
Работа была выполнена в отделе Гр- 3 Института космических исследований АН СССР. - II -
Описание прибора "Межпланетный гелий"
Параметры межзвездной среды, полученные из наблюдений нейтрального гелия,по ряду причин представляются более надежными, чем из наблюдений нейтрального водорода. Найденная из фоновых L - измерений температура межзвездного газа может оказаться лишь ее верхним пределом из-за нагревания водородной компоненты протонами солнечного ветра внутри гелиосферы [14,15, 16]. Процесс же взаимодействия нейтральных атомов гелия с горячими протонами менее эффективен, чем аналогичный процесс для атомов водорода, являющийся резонансным. Более того, нейтральный водород может проникать внутрь гелиосферы уже имея более высокую, по сравнению с невозмущенным межзвездным газом, температуру [17]. Переходная область может оказывать влияние и на сам процесс проникновения атомов водорода в Солнечную систему, приводя к уменьшению их концентрации за счет перезарядки на протонах межзвездного водорода, заторможенных на ударной волне, а также увлечения потоком плазмы, огибающим гелиосферу [l8,I9]. Количественные оценки изменении температуры и плотности сильно зависят от принятых величин сечений взаимодействия Н и В4" и теоретических моделей взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой.
Обладая, по сравнению с водородом, более высоким потенциалом ионизации, атомы гелия значительно глубже проникают внутрь Солнечной системы, а на расстоянии орбиты Земли их концентрация уже значительно превышает концентрацию атомов водорода. Ионизационная полость, в которой нейтральный гелий практически отсутствует, лежит внутри орбиты Меркурия. Вследствие явно выраженной гравитационной фокусировки (действием светового давления на атомы гелия можно пренебречь) определение направления движения межзвездного газа относительно Солнца по нейтральному гелию является более точным, так как наблюдаемые изофоты в линии L не обладают столь характерными деталями и подвержены большим изменениям в течение цикла солнечной активности.
С другой стороны, наблюдения в линии Неї j 584 более трудны, так как его обилие составляет 0,1 от водорода (по числу атомов) и, кроме того, техника регистрации излучения в области 1584 & гораздо сложнее, чем в линии L . В области длин волн короче j$ 1100 , в частности, отсутствуют прозрачные кристаллические материалы для окон, нет интерференционных (да и других) узкополосных фильтров с полосой 100 2. и т.д. Поэтому число выполненных, наблюдений в линии Неї Л 584 до настоящего времени сравнительно невелико. Абсолютная калибровка в области длин волн 500 $ экспериментально более сложна и производится с меньшей точностью. Фон заряженных частиц космических лучей, ультрафиолетового излучения и радиационных поясов Земли, дающих заметный вклад в результаты экспериментальных измерений, конечно, более опасен,когда наблюдаемая интенсивность составляет всего 1 10R по сравнению со I00 500R в линии L» .
С целью детального исследования фона неба одновременно в линиях Неї J584 ft и HI Ji 1215,7 & в 1976-1978 гг. был осуществлен совместный советско-французский эксперимент "Межпланетный гелий" на высокоапогейных спутниках Земли "Прогноз-5" и "Прогноз-6". Прибор МПГ, являвшийся многоканальным фотометром, был изготовлен во Франции Службой Аэрономии в соответствии с разработками, намеченными проводившей эксперимент советско-французской группой. Все заводские и предпусковые испытания прибора, а также управление ходом эксперимента во время полета проводились советской стороной по согласованной с французскими коллегами программе. Первичная обработка информации была проделана в Советском Союзе. Вторичная обработка данных и их теоретическая интерпретация велись параллельно в Институте космических исследований АН СССР и в Службе Аэрономии. Результаты неоднократно обсуждались.
В настоящей работе излагаются результаты наблюдений в линии нейтрального гелия, полученные в эксперименте на ИСЗ "Про-гноз-6".
В первой главе диссертации дано описание условий проведения эксперимента по измерению фонового излучения в линии Неї j 584 & в межпланетном пространстве: приведены элементы орбиты ИСЗ "Прогноз-6", кратко описаны система ориентации и система передачи информации с борта спутника. Далее следует описание основных узлов прибора "Межпланетный гелий", с помощью которого велись измерения. Более подробно описаны гелиевые каналы, информация с которых была использована для определения параметров межзвездного ветра.
Вторая глава диссертации посвящена методике получения распределения интенсивности в линии Неї ji 584 ft по небесной сфере из наблюдательных данных. Описан подготовительный этап, заключающийся в создании на МД (магнитном диске) банка сервисных данных, необходимых для обработки поступающей с прибора ТМ (телеметрической) информации. Приведена методика определения параметров круга сканирования и местоположения на нем каждого измерения. Далее описан способ перехода от ТМ отсчетов к наблюдаемым скоростям счета, система селекции сбойной информации и паразитных сигналов. Таблицы, содержащие результаты фоновых измерений в межпланетном пространстве в линии Неї \584ft, вынесены в Приложение П. Сводная таблица основных сведений об использованном наблюдательном материале помещена в конце главы.
Методика определения распределения интенсивности, на. кругах сканирования
При вращении спутника "Прогноз" оптические оси детекторов описывают сложные траектории, так что точки, соответствующие направлениям луча зрения в момент измерении, заполняют некоторую полосу на небесной сфере, движение спутников "Прогноз" близко к равномерному вращению относительно главной оси инерции. В частности, для ИСЗ "Прогноз-6" отклонение главной оси инерции (продольной) относительно неподвижного в абсолютном пространстве вектора кинетического момента не превышало 1?2. Поскольку характерный масштаб, на котором интенсивность межпланетного фона заметно меняется, значительно больше этой величины, можно считать, что все точки, полученные за период с постоянной ориентацией спутника, лежат на одном круге. При скорости вращения спутника около 3 град/с и периоде опроса 10,24 с за один оборот на каждом круге наблюдений получалось 11-12 измерений в линии НеП 304 ft. Так как в каналах нейтрального гелия счет и соответственно опрос проводились вдвое реже, количество измерений за один оборот в линии Неї Jv584 ft было вдвое меньше. Распределение интенсивности на кругах сканирования находилось путем объединения измерений с одной ориентацией оси вращения ИСЗ. Обработка информации проводилась на ЭВМ EC-I040 и состояла из двух этапов.
Подготовительный этап заключался в создании на магнитном диске нескольких файлов, образующих банк сервисных данных, необходимых для обработки поступающей с прибора ТМ информации. Первый файл в конечном виде содержал для каждого сеанса (с учетом смены ориентации, если она происходила внутри него) массив, включающий в себя информацию об ориентации в пространстве строительных осей спутника с интервалом около часа (ори-ентационные данные), направляющие косинусы центров и радиусы кругов сканирования, а также среднеквадратичные отклонения точек визирования от круга наблюдений (параметры кругов сканирования) , времена включения и выключения прибора, а также ожидаемые в этот промежуток времени показания канала "STATUS" на основании радиокоманд, поданных на прибор в сеансах связи (состояние прибора), элементы орбиты ИСЗ с интервалом 6 и положение Земли на орбите для моментов времени, соответствующих серединам интервалов, использованных для получения кругов сканирования (орбитальные данные). На остальные файлы были записаны таблицы уровень ЇМ - уровень прибора, о которых речь пойдет ниже.
Информация об ориентации в пространстве строительных осей спутника в сочетании с данными о положении оптических осей детекторов относительно строительных осей спутника использовалась для восстановления экваториальных координат направлений осей визирования антисолнечного и боковых детекторов. Прямое восхождение ск и склонение о для эпохи 1975.0 в процессе обработки телеметрической информации определялись на момент середины счета в каждом кадре. За крут наблюдений принималась окружность, полученная в результате пересечения небесной сферы и плоскости, проходящей ближе всего (в смысле метода наименьших квадратов) ко всем точкам обрабатываемого интервала между двумя ориентациями спутника. Одновременно вычислялась ширина заполняемой этими точками полосы на небесной сфере.
Положение каждого измерения на круге наблюдений задавалось с помощью позиционного угла & (рис.7), отсчитываемого вдоль круга от точки, ближайшей к северному полюсу эклиптики, в направлении вращения спутника (против часовой стрелки, если смотреть из Солнца). Он однозначно связан с координатами луча зрения, если радиус круга и координаты его центра известны. Круги наблюдений были разбиты на 360 интервалов, для каждого из которых находилась средняя скорость счета. При продолжительности наблюдений 1-3 суток в каждый интервал попадало от 10 до 60 измерений в зависимости от длительности наблюдений и периода опроса.
Скорость счета в каждом кадре находилась по формуле(I). Предварительно с помощью таблицы положений уровней прибора совершался переход от отсчетов телеметрии к уровням прибора, расшифровка которых позволяла определить порядок, мантиссу и состояние множительного устройства. Записанная на магнитную ленту телеметрическая информация каждого сеанса просматривалась дважды. В результате первого прохода из банка с сервисными данными выбирались относящиеся к обрабатываемому сеансу ориентаци-онные и орбитальные данные, параметры кругов сканирования, данные о состоянии прибора в сеансе, а ТМ информация, подлежащая дальнейшей обработке, переписывалась на рабочий диск. В процессе переписи на рабочий диск в случае необходимости могла составляться таблица распределения показаний прибора в сеансе по ТМ уровням, служившая основой для составления таблицы для перехода от отсчетов ТМ к уровням прибора. Так как в ходе выполнения отладочных работ выяснилось, что местоположение уровней прибора в системе ТМ уровней спутника не менялось в течение всего периода его нормального функционирования (что само по себе говорит о стабильности работы как телеметрии, так и прибора) , обычно такая таблица, составленная заранее после просмотра всей Ш, включающей обрабатываемый сеанс, и записанная в банк сервисных данных, читалась с диска. При общем числе ТМ уровней на ИСЗ "Прогноз", равном 512, рабочий диапазон был заключен примерно между 20 и 465 ТМ уровнями. Так как каждый аналоговый канал в приборе МПГ служил для передачи 6 бит информации, в этом диапазоне следовало определить положение каждого из 64 возможных показаний (уровней) прибора. В Приложение I вынесена сводная таблица частоты встречаемости телеметрических уровней в гелиевых каналах и соответствующих отсчетам телеметрии номеров передаваемых прибором уровней, служащих основой для перехода к числу импульсов, зарегистрированных счетчиком. Таблица составлена по МЛ, включающей ТМ информацию прибора МПГ в сеансах II, 15, 16, 60, 63, 66, 72, 75. Для сокращения объема номера телеметрических уровней включались в таблицу только в том случае, если хотя бы в одном из телеметрических каналов присутствовали использующие их измерения. Как видно из таблицы, телеметрия уверенно различает в передаваемом прибором аналоговом сигнале требуемые для восстановления числа импульсов 64 уровня.
Определение направления движения межзвездной среды относительно Солнца из наблюдений с ИСЗ "Прогноз-6"
Как правило, фоновые наблюдения в линиях \\ 1216 и 584 ft позволяют найти направление вектора скорости межзвездного ветра независимо от остальных его параметров. Более трудно разделить температуру и величину вектора скорости. Здесь следует идти по пути постановки специальных экспериментов для измерения каждой величины. Так, на основании данных со спутника "CopzinLcUS" по сдвигу межпланетной линии излучения относительно геокорональ-ной линии j\,I2I6 ft сделано первое и пока единственное независимое определение величины вектора скорости межзвездного ветра [47,48]. Наряду с экспериментами в линии L по измерению температуры межзвездного газа с помощью поглощающих водородных кювет [49,50,36] уже получены первые обнадеживающие результаты в экспериментах с резонансными гелиевыми кюветами [51,52,53 .
Дальнейший прогресс в этой области связывается с наблюдениями с высоким спектральным разрешением в линии и и линии Неї \584 &, а также с проведением экспериментов по непосредственному сбору частиц межзвездного ветра на межпланетных кораблях.
Во время проведения советско-французского эксперимента "Межпланетный гелий" на борту ИСЗ "Прогноз-6" за 4 месяца работы было получено беспрецедентно большое количество измерений в линии Неї JL584 А при различных положениях Земли относительно гелиевого конуса. Эти наблюдения были использованы для вычисления параметров двигающегося относительно Солнца межзвездного газа: ЛНе= 0,028 -г 0,008 см"3, 7 , = I35C0 + 2000 К, Z/w = = 25 + 2 км/с, Ы = 77 + 2, Ow= 17 + 2?5. "Так как нейтральные атомы гелия проходят гелиопаузу не испытьшая возмущений [55], эти измерения можно отнести за границы гелиосферы, то есть на расстоянии от Солнца в несколько сотен астрономических единиц. Полученные результаты находятся в хорошем согласии с данными других авторов и в пределах ошибок согласуются с результатами наблюдений в межпланетном пространстве L - излучения. Таким образом, газ, окружающий Солнце, находится в теплой фазе и обладает присущим ему собственным движением относительно местного стандарта покоя из направления в созвездии Скорпион. Если ориентироваться на наиболее вероятные значения плотностей нейтрального водорода и нейтрального гелия, полученные из наблюдений межпланетного УФ фона в линиях JtI2I6 8 и j.584 8. [34], и космическое обилие И/Н&- 10, степень ионизации межзвездного газа около Солнца составляет 50/ь. Однако, из-за имеющих место неопределенностей в величинах н и Не. к этой цифре следует подходить с осторожностью.
Как далеко от Солнца сохраняются такие условия? Из наблюдений межзвездного поглощения в спектрах звезд и наблюдений излучения белых карликов в жестком УФ [56,57,58,59,60] следует, что межзвездная среда в радиусе 100 пк от Солнца сильно неоднородна. Примерно до расстояний 5-Ю пк все определения У\ц лежат между 0,05 см и 0,2 см . За 10 пк плотность падает, колеблясь между 0,01 см и 0,1 см , причем число атомов водорода на луче зрения от 10 до 75 пк во многих направлениях практически не меняется. Этот факт можно интерпретировать как наличие в этом месте грубой границы между теплой и горячей фазами.
Существование относительного движения Солнца и окружающего его межзвездного газа подтверждается такие исследованиями полей скоростей и обилия элементов в облаках межзвездного газа в окрестностях Солнца по межзвездным линиям поглощения в спектрах звезд [61,62,63]: весь газ до расстояний в несколько десятков парсек участвует в общем движении относительно Солнца в направлении ol = 90, О = 2 со скоростью 28 км/с. Расхождение в направлении движения 20 по сравнению с результатами, полученными на основании межпланетных фоновых измерений в линиях ) 1216 2 и J584 I, может объясняться наличием мелкомасштабных отклонений на фоне движения более крупного масштаба. Предполагается, что газ, находящийся сейчас в окрестностях Солнца, был ускорен либо звездным ветром, либо сверхновыми, связанными с ОВ ассоциацией Sco - OLY\ .
Научное руководство диссертационной работой осуществлялось доктором физико-математических наук В.Г.Куртом - научным руководителем проекта "Межпланетный гелий" с советской стороны. Научное руководство проектом с французской стороны осуществлялось доктором Ж.Л.Берто. Прибор ЇЛПГ был сконструирован и изготовлен под руководством и при непосредственном участии ведущего инженера Службы Аэрономии Ж.Ф.Брана. Большую помощь автору в организации обработки наблюдений оказал М.С.Бургин. Ориентационная привязка наблюдений была выполнена Н.А.Зйсмонтом. Элементы орбиты спутника и положение Земли относительно Солнца в период проведения измерений вычислялись В.И.Прохоренко. А.С.Смирновым была написана программа для перехода от частоты встречаемости ТМ уровней к уровням прибора. Программа поиска положения максимума интенсивности излучения на круге сканирования была написана В.В.Теодоронским. Всегда полезными оказывались консультации с Л.С.Гуриным при оценках точности полученных результатов. В работе принимал участие большой коллектив инженеров, обеспечивавших проведение эксперимента, сотрудников вычислительного центра ЙКИ АН СССР, группа навигационного и баллистического обеспечения эксперимента. Автор искренне благодарен всем тем, кто способствовал осуществлению наблюдений и их обработке. Особую благодарность автор выражает научному руководителю настоящей работы доктору физико-математических наук В.Г.Курту за внимание к работе и большую помощь.
Оценка плотности нейтрального гелия в около солнечном пространстве
Распределение интенсивности на круге сканирования получалось при втором просмотре ТМ информации. Предварительная обработка наблюдений показала, что фоновый сигнал в линии Неї 584 & никогда не превышал 30 имп/с и не опускался ниже 5 имп/с, что вполне соответствовало ожидаемому прогнозу, учитывающему слабость регистрируемого излучения и вызываемого им сигнала, несмотря на применение одних из самых чувствительных детекторов УФ (ультрафиолетового) излучения в этой области длин волн. Поэтому измерения вне указанного диапазона считались ошибочными (не относящимися к фоновым измерениям) и в дальнейшей обработке не использовались. Кроме того, измерения исключались из рассмотрения, если: 1) при записи на МЛ телеметрической информации прибора МПГ они были помечены как недостоверные; 2) угловая скорость вращения спутника в обрабатываемом ориентационном интервале отличалась от средней скорости вращения спутника в сеансе больше, чем на 0,2$; 3) состояние прибора, определенное по каналу "STf(lU$" в текущем кадре, не соответствовало записанному на диск ожидаемому состоянию в этот момент времени; 4) угловое расстояние рассматриваемой точки от круга наблюдений превышало втрое записанное на диск соответствующее среднеквадратичное отклонение; 5) луч зрения проходил от центра Земли ближе заданного расстояния, определяемого размерами гелиевой короны Земли ( 1000 км от ее поверхности); 6) сигнал в канале ионизованного гелия в текущем или предшествующем ему кадре превышал 2 имп/с. Последнее ограничение следует рассмотреть более подробно. Поскольку в межпланетном пространстве фоновое излучение НеП 304 Й практически отсутствует, канал для регистрации излучения в линии ионизованного гелия был использован как индикатор наличия в каналах Неї 584 Й паразитного излучения [22]. При выбранной селекции остаточный сигнал в канале НеП 304 Й составил I имп/с, и в дальнейшем эта величина, приписываемая космическим лучам, вычиталась из показаний каналов Неї j\584 Й. Предположение , что этот сигнал вызывался излучением в линии Неї \584 й, регистрируемым каналом ионизованного гелия, следует отвергнуть, так как после селекции между каналами не наблюдается соответствующей корреляции. Постоянство остаточного сигнала в канале НеП j .304 Й и отсутствие каких-либо изменений как на одном круге сканирования, так и от сеанса к сеансу также подтверждает правильность сделанных выводов.
Необходимость проверки скорости счета в предшествующем кадре канала НеП была вызвана неопределенностью, связанной с тем, что после подачи напряжения на прибор вплоть до следующего переключения счет и опрос происходили в одном и том же кадре либо в а/с, либо в боковом канале Неї, а вывод этой информации на канал состояния прибора заранее предусмотрен не был. Поэтому в процессе поиска распределения интенсивности для каждого круга сканирования искалась функция корреляции между интенсивностями, наблюдаемыми в боковом канале Неї, и интенсивностями, регистрируемыми в текущем и предшествующем кадрах канала ионизованного гелия. Функция корреляции искалась до селекции 5 и 6,- так как в основе метода лежало наблюдаемое значительное увеличение сигнала в боковых детекторах при приближении луча зрения к Земле. В зависимости от результата в позиционный угол круга сканирования одного из детекторов Неї вводилась соответствующая поправка, равная произведению угловой скорости вращения спутника на период опроса.
Селекция по сигналу в канале ионизованного гелия оказалась наиболее сильной. На рис.8 для антисолнечного и бокового каналов нейтрального гелия последовательно приведены распределение интенсивности на круге сканирования, полученное путем свертки всей ТМ информации в сеансе II, без селекции и с селекцией по сигналу в канале ионизованного гелия.
Наблюдаемая в обработанном сеансе интенсивность в функции позиционного угла записывалась на магнитный диск. В тот же глас-сив вносились направляющие косинусы центров и радиусы кругов сканирования, время первого и последнего использованного кадра, а также принятое ограничение по сигналу в канале ионизованного гелия. Полная программа обработки включает более 70 модулей ( 7000 операторов) и выполняется примерно за 15 мин для сеанса"длительностью около двух суток. Описанная методика обработки ТМ информации, поступающей с прибора МПГ, изложена в [23]. На рис.9 приведена блок-схема подготовительного этапа, а на рис.10 - блок-схема обработки наблюдений. Ниже приводится описание обозначений, принятых на рис.9 и 10.
