научная статья по теме СПЕКТРОСКОПИЧЕСКАЯ ДИАГНОСТИКА ПЛАЗМЫ СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЫ Физика

Текст научной статьи на тему «СПЕКТРОСКОПИЧЕСКАЯ ДИАГНОСТИКА ПЛАЗМЫ СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЫ»

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ, 2014, том 40, № 11, с. 967-1006

КОСМИЧЕСКАЯ ПЛАЗМА

УДК 533.9.082:523.9

СПЕКТРОСКОПИЧЕСКАЯ ДИАГНОСТИКА ПЛАЗМЫ СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЫ

© 2014 г. В. А. Слемзин, Ф. Ф. Горяев, С. В. Кузин

Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН, Москва, Россия e-mail: slem@sci.lebedev.ru Поступила в редакцию 21.01.2014 г. Окончательный вариант получен 08.04.2014 г.

Настоящий обзор посвящен вопросам спектроскопической диагностики высокотемпературной плазмы солнечной короны по ее излучению в рентгеновском и ВУФ-диапазонах. Рассматриваются физические условия в короне, элементарные процессы и механизмы формирования излучения, методы и результаты температурно-плотностной диагностики основных корональных структур: активных и спокойных областей, корональных дыр, протяженной короны. Приводятся данные о типах и основных параметрах разработанных к настоящему времени и перспективных приборов для исследования короны по ее рентгеновскому и ВУФ-излучению в космических экспериментах.

DOI: 10.7868/S0367292114110055

1. ВВЕДЕНИЕ

Физика солнечной короны — один из фундаментальных разделов физики Солнца, который бурно развивается со второй половины XX в. благодаря прогрессу в исследованиях Солнца из космоса и связанным с этим развитием теоретических исследований. Изучение процессов, происходящих в короне Солнца, помимо научной ценности, имеет большую практическую важность, поскольку происходящие в ней активные явления (вспышки, корональные выбросы массы) и истекающий из короны солнечный ветер — основной источник возмущений космической среды в гелиосфере и магнитосфере Земли (совокупность параметров космической среды носит название "космической погоды"). Плазма солнечной короны имеет высокую температуру

Т > 106 К (106 К = 1 МК), поэтому ее излучение в рентгеновской и вакуумно-ультрафиолетовой (ВУФ) областях спектра представляет собой основной источник информации о состоянии короны и происходящих в ней явлениях, а спектроскопическая диагностика корональной плазмы в этих диапазонах спектра — ключевой метод исследования. Поскольку жесткое излучение Солнца полностью поглощается атмосферой и не доходит до поверхности Земли, такие исследования возможны только из космоса посредством приборов на борту орбитальных спутников, межпланетных космических аппаратов, или установленных на баллистических ракетах с высотой подъема более 100 км.

Исследования высокотемпературной плазмы методами спектроскопической диагностики получили широкое развитие в связи с необходимо-

стью решения важных прикладных задач, таких как получение управляемого термоядерного синтеза, создание рентгеновских лазеров, исследования процессов, протекающих на Солнце и в атмосферах других астрофизических объектов. С возникновением внеатмосферных экспериментов появилась возможность регистрировать излучение космических источников в рентгеновской и ультрафиолетовой областях спектра, причем коротковолновое излучение оказывается основным источником информации о процессах, протекающих в наиболее разогретых областях плазмы. Спектроскопическим методам в исследованиях горячей плазмы лабораторных источников часто отдается предпочтение перед контактными методами диагностики, так как в этом случае отсутствует возмущающее воздействие на объект наблюдения и в то же время информация, содержащаяся в линейчатых спектрах, весьма велика. Таким образом, в достаточно широком диапазоне параметров плазменных источников спектроскопические методы исследования являются наиболее универсальными, а в ряде случаев (например, для астрофизических объектов) спектральные данные оказываются единственным источником информации о структуре и динамике плазменных образований.

Цель настоящего обзора — краткое изложение состояния и последних достижений спектроскопии рентгеновского и вакуумно-ультрафиолето-вого (ВУФ) излучения солнечной короны и ее приложений к диагностике горячей корональной плазмы. Рассматриваются параметры корональной плазмы, механизмы формирования рентгеновского и ВУФ-излучения, экспериментальные

плотность электронов, см

1012

10

-3

температура, К 107

10

102 103 104 105 высота над уровнем фотосферы, км

Рис. 1. Распределение плотности (сплошная линия) и температуры (штриховая линия) электронов в модели солнечной атмосферы [4, 5].

и теоретические методы диагностики горячей плазмы и результаты исследований различных корональных структур и процессов, которые отражают прогресс в развитии физики солнечной короны и могут представлять интерес для приложений к диагностике лабораторной плазмы. За последние годы в мире вышло несколько монографий, посвященных физике солнечной короны (см., например, [1-3]) и отражающих современное представление о строении короны и происходящих в ней процессах, которое в значительной степени базируется на результатах внеатмосферных исследований Солнца за последние 20 лет. В настоящем обзоре особое внимание уделяется результатам, полученным в космических экспериментах по российским программам, в частности, по программе КОРОНАС, которые недостаточно полно отражены в мировой литературе.

2. ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА

СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЫ И УСЛОВИЯ

ФОРМИРОВАНИЯ ИЗЛУЧЕНИЯ

Солнечная корона представляет собой неоднородную плазму с низкой плотностью и высокой температурой. Спектроскопические исследования рентгеновского и ВУФ-излучения такой плазмы имеют своей целью две связанные между собой задачи: 1) изучение механизмов формирования спектров и 2) определение физических параметров в источнике излучения, т.е. диагностику плазмы.

Следует подчеркнуть, что достоверность спектроскопических методов диагностики плазмы и даже сама возможность их использования зависят от: 1) полноты учета элементарных процессов, ответственных за формирование линий в рассмат-

риваемых спектрах, 2) точности расчетов атомных данных и 3) моделей излучающей плазмы, основанных на уравнениях атомной кинетики и плазменной динамики.

2.1. Параметры плазмы солнечной короны и ее излучение

Солнечная корона — это внешняя оболочка атмосферы Солнца, переходящая в гелиосферу. В нижней части солнечной атмосферы располагаются фотосфера (условно от 0 до 320 км), хромосфера (от 320 до 2000-3000 км), и переходный слой между хромосферой и короной, который имеет толщину всего 70—100 км. За точку отсчета фотосферы принята граница, ниже которой плазма становится оптически толстой для собственного излучения видимого диапазона (к = 5000 А). Распределения плотности электронов и температуры в плоскопараллельной модели солнечной атмосферы, полученные решением уравнений переноса излучения в приближении гидростатического равновесия [4, 5], показаны на рис. 1. Согласно модели средней атмосферы [6], температура на уровне фотосферы составляет около 6400 К, затем в хромосфере на высоте около 500 км она падает до 4400 К и далее снова плавно растет до 104 К. В переходном слое температура скачком растет с 104 до (2—3) х 105 К и затем в нижней короне поднимается до коронального значения в диапазоне (1—2) х 106 К.

Основным источником информации о процессах на Солнце является его излучение в различных длинах волн, которое отождествляется с областями Солнца, характеризуемыми определенной температурой, плотностью плазмы и напряженностью магнитного поля. Яркость видимого излучения короны вблизи лимба в среднем на 6 порядков меньше яркости диска Солнца, и наблюдениям препятствует рассеянный свет диска Солнца. В обычных условиях видимая корона наблюдается с помощью наземных и космических коронографов, начиная с некоторого расстояния от лимба (от нескольких десятых до солнечного радиуса). Полностью видимую корону удается наблюдать только во время затмений (рис. 2а).

В видимом излучении короны обычно выделяют три компоненты: 1) поляризованную К-коро-ну, имеющую непрерывный спектр и образуемую при томсоновском рассеянии видимого излучения фотосферы на свободных электронах; 2) не-поляризованную F-корону, имеющую фраунго-феров спектр и образующуюся вследствие рассеяния излучения фотосферы на межпланетной пыли; и 3) эмиссионную L-корону (иначе Е-ко-рону), состоящую из линий ионов высокой кратности Fe Х—ХШ, Fe XVII, С VI, О У1—УШ, М8 X—

Рис. 2. Солнечная корона в видимом свете во время полного затмения 29 марта 2006 г. [7] (а); структура магнитного поля в короне, рассчитанная по потенциальной модели (б).

XII, Si XI и др., возбуждающихся при температуре 1—2 МК. К- и Е-компоненты наблюдаются в ближней короне (до ЗЯд, Я0 — солнечный радиус), далее преобладает F-компонента, постепенно переходящая в зодиакальный свет. С помощью космических коронографов корона обычно наблюдается до расстояния порядка 30Яо, однако при распространении в короне более плотных коро-нальных выбросов массы их удается проследить с помощью широкоугольных камер вплоть до орбиты Земли (~200Яо ).

Особенностью плазмы солнечной короны является ее высокая температура, достигающая в спокойном состоянии 1—2 МК, а в максимуме мощных вспышек, доходящая до ~20—100 МК. При такой температуре макроскопическая стабильность корональной плазмы обеспечивается балансом ее термического давления и давления магнитного поля. Магнитное поле Солнца, образующееся источниками под фотосферой, условно можно разделить на две компоненты: сильное локальное поле, замыкающееся на поверхности Солнца, и слабое глобальное поле, выходящее в гелиосферу в виде открытых силовых линий. В течение большей части солнечного цикла глобальное магнитное поле имеет дипольную структуру, меняющую знак в максимуме активности. В отсутствие прямых измерений магнитного поля в короне, его структура и напряженность рассчитываются с помощью различных моделей. Для расчетов поля в масштабах всего Солнца используется модель потенциального поля, для которого граничными условиями являются карты фото-сферного магнитного поля, получаемые по измерениям наземных магнитографов. На расстоянии порядка 2.5Я0 располагается условная поверхность источника, выше которой принимается, что поле имеет строго радиальную структуру (рис. 2б).

Наиболее сильные магнитные поля (до 1000— 3000 Гс) возникают в замкнутых петлях крупных активных областей (АО), которые, как

Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.

Показать целиком

Пoхожие научные работыпо теме «Физика»