ИССЛЕДОВАНИЯ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ С ОРБИТЫ

Вестник Московского университета. Серия
Физика. Астронотия.
3.
ных волн, синоптической изменчивости и горизон­
Лаппо С.С Среднемасштабные динамические процессы
6.
Арсеньев С.А" Сутырин Г.Г., Фельзенбаум А.И.
океана, возбуждаемые атмосферой. М.,
чи крупномасштабных возмущений от атмосферы к
океану. Прямое же воздействие атмосферы на океан
1976. 231,
7.
является менее эффективным, потому что оно пере­
дается только через поверхность океана, а временные
и пространственные масштабы движений в океане и
атмосфере (а также плотность воды и воздуха) раз­
личны.
Литература
Бреховских
1.
Л.М"
Корт
Л.М.
11 Бюл. Комитета
СССР. 1978. №207.
В.Г.,
Кошляков
М.Н.,
Фомин
по делам изобретений и открытый
Каменкович В.М" Кошляков М.Н., Монин А.С Синопти­
2.
ческие вихри в океане. Л.,
1987.
3.
Монин А.С, Озмидов Р.В. Океанская турбулентность. Л.,
4.
Пе Блон П., Майсек Л. Волны в океане. М.,
43
5.
тальной турбулентности. Таким образом, Земля как
планета оказывается посредником в процессе переда­
1998. No 6
№3. с.
Арсеньев С.А" Сутырин Г.Г., Фельзенбаум А.И.
мысловая океанология.
8.
9.
1976. Сер. 9. Вып. 11.
1995. 343, №2. С. 251.
Арсеньев С.А.
Жаров В.Е.
Т.
11
ДАН.
11
1.
Про­
567.
11 ДАН.
11 Вести. Моск.
С.
1996. № 6.
72).
10. Пильник Г.П. 11 Астрон. журн. 1986. 63, № 1. С. 184.
11. Eиbanks Т.М, Steppe J.A" Dickey J. О" Callahan P.S. 11
J. Geophys. Res. 1985. 90, No. В7. Р. 5385.
12. Нide R" Dickey J.O. 11 Science. 1991. 253. Р. 629.
13. Голицин Г.С. Введение в динамику планетных атмосфер.
Л., 1973.
14. Wyrtki К. 11 Deutsche Hydrograf. Zeitschr. 1967. 20, No. 4.
Р. 176.
15. Webster F. 11 Deep-Sea Res. 1969. 16 (Suppl.). Р. 357.
С.
89
(Мoscow
ун.-та. Физ. Астрон.
University Phys. Bull. 1996. No. 6.
1981.
1981.
1979.
Р.
Поступила в редакцию
1, 2.
20.10.97
АСТРОНОМИЯ
УДК
523.94; 523.98
ИССЛЕДОВАНИЯ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ С ОРБИТЫ
«ГЕЛИОСТАЦИОНАРА»
Н. Н. Контор, Б. В. Сомов
(НИИЯФ;· ГАИШ)
Обсуждается научный потенциал космического эксперимента «Гелиостационар» по отношению к
ключевым проблемам активности Солнца.
энергию частиц плазмы в его атмосфере
Введение
Исследование фундаментальных механизмов сол­
нечной активности связано с физикой космической
плазмы
[1]
оритетных
и, без сомнения, является одним из при­
направлений
современной
астрономии.
-
являют­
ся труднонаблюдаемыми и требуют принципиально
новых методов исследования. Один из них
-
при­
ближение КА к Солнцу. Наиболее эффективными, по
нашему мнению, могут стать наблюдения солнечной
При этом трудно переоценить роль космических ап­
активности и ее следствий в гелиосфере с орбиты «Ге­
паратов (КА) как экспериментальных средств ис­
лиостационара»
следований. КА позволили изучить многообразные
(ИСС), который был бы аналогом геостационарных
следствия активности Солнца в гелиосфере: всплески
ИСЗ.
гамма- и рентгеновского излучения, потоки высоко­
энергичных частиц, высокоскоростные потоки плаз­
мы
в
солнечном ветре
и
ударные волны,
ускорение
частиц на ударных волнах и т. д. Удалось установить
их связи с конкретными явлениями активности Солн­
ца
активными областями, вспышками, корональ­
-
ными дырами.
искусственного спутника Солнца
-
Для реализации таких наблюдений необходимо
решить три задачи:
(1)
научное обоснование экспе­
римента «Гелиостационар»,
(2)
расчет и исследова­
ние возможных траекторий подлета КА к Солнцу и
вывода на гелиостационарную орбиту одного или не­
скольких ИСС,
(3)
изучение технической возможнос­
Наряду с продвижением в понимании закономер­
ти проведения необходимых измерений (масса ИСС,
ностей солнечной активности и ее следствий иссле­
его тепловой режим, условия связи и т. д.). В настоя­
дования на КА показали, что фундаментальные про­
щей работе рассматривается только научный потен­
цессы
генерация магнитных полей внутри Солнца
циал эксперимента «Гелиостационар» по отношению
(солнечное динамо) и быстрое преобразование энер­
к фундаментальным механизмам солнечной актив­
гии
ности.
-
магнитного
поля
в
кинетическую
и
тепловую
44
Вестник Московского университета. Серия
1.
Нерешенные проблемы солнечной активности
Несмотря на впечатляющие успехи, достигнутые
в физике Солнца и гелиосферы, остается ряд нере­
шенных фундаментальных проблем. Перечислим их
кратко.
1 °.
уровне (см.
ческом слое у дна конвективной зоны на глубине
тыс. км под фотосферой
[2].
Данные гелио­
сейсмологии косвенно подтверждают эту гипотезу,
однако механизм формирования дифференциально­
вращения
остается
неясным,
нечной активности в целом
-
а
цикличность
сол­
фактически необъяс­
ненной. Все больше данных указывают на то, что
главный цикл является 22-летним, в частности и для
солнечных пятен
[3].
При этом новый цикл начина­
ется приблизительно в максимуме цикла старого. В
чем состоит связь старого и нового циклов? Как «Вс­
плывает» и «тонет» магнитное поле? Эти вопросы
остаются открытыми.
2°.
1998. No 6
Токи генерируются под фотосфе­
рой механизмом солнечного динамо, внутри фото­
сферы
благодаря фотосферному динамо и над фо­
-
тосферой
-
в результате действия различных сил.
Независимо от их происхождения токи распределе­
магнитного поля и, в силу высокой анизотропии про­
водимости, направлены вдоль поля.
интерфейсное динамо; оно работает в субадиабати­
го
Физика. Астрономия.
ны в атмосфере Солнца по многим силовым линиям
Солнечное динамо. Наиболее вероятной мо­
делью в настоящее время считается так называемое
,. ._, 200
[1]).
3.
Активные области. Самыми большими ло­
Описанное выше магнитное пересоединение раз­
рывает
магнитные
силовые
линии
и
соединяет
их
иным образом. Одновременно оно делает то же самое
с
электрическими токами,
прерывая их
и
заставляя
течь другими путями. Иными словами, каждый разо­
рванный элемент тока включается в два новых элек­
трических контура, имеющих другие индуктивности
и сопротивления. Физическая картина этого явления
не исследована ни теоретически, ни эксперименталь­
но.
5°.
Нагрев короны и солнечный ветер. Общепри­
нятого механизма нагрева короны до сих пор нет (см.
обзор проблемы в
[7]).
Как следствие этого сосущест­
вуют альтернативные модели формирования солнеч­
ного ветра. Неотъемлемой частью проблемы являют­
кальными магнитными структурами на Солнце яв­
ся механизм «вытягивания» коронального магнитно­
ляются активные области. Предполагается, что они
го поля в гелиосферу и вопрос о его волокнистой
всплывают в виде больших магнитных трубок со дна
структуре. Кроме того, неизвестны причины обра­
конвективной зоны в результате действия интерфейс­
зования быстрого и медленного солнечного ветра, а
ного динамо
также детальной связи глобального солнечного и ге­
[4].
Затем магнитные поля активных об­
ластей проникают в фотосферу, где они подвергают­
ся воздействию фотосферного динамо
[5].
Часть по­
лей снова погружается под фотосферу, тонет. Осталь­
ные ПОДНИМаЮТСЯ В корону ДО ВЫСОТ
rv
100
ТЫС. КМ,
на которых они захватываются солнечным ветром и
лиосферного магнитных полей.
На этом перечень нерешенных проблем солнечной
активности не заканчивается, но мы хотели отметить
лишь наиболее крупные и принципиально важные из
них.
уносятся в межпланетное пространство.
Время жизни активных областей достигает не­
скольких оборотов Солнца, так что мы не можем
2.
Проект «Гелиостационар»
проследить весь процесс эволюции их от появления
Чтобы подойти к решению указанных проблем,
на фотосфере до полного распада. Поэтому трудно
необходим одновременный обзор всей поверхности
сказать, как эволюционируют локальные магнитные
Солнца, проводимый с достаточно хорошим про­
структуры разных размеров, каковы их взаимосвязи
странственным и временнЬ1м разрешением.
и связь с общим магнитным полем Солнца.
условиям наиболее полно отвечает предлагаемый на­
Таким
Магнитное пересоединение. Процесс пересо­
ми проект запуска на гелиостационарную орбиту од­
единения магнитных полей является основным меха­
ного или нескольких ИСС. Состав и условия осу­
низмом диссипации поля и его быстрых изменений,
ществления космического проекта «Гелиостационар»
3°.
приводящим к таким ярким проявлениям солнечной
зависят от того, какой из перечисленных фундамен­
активности, как вспышки и корональные выбросы
тальных проблем будет отдан приоритет.
массы. Модели пересоединения разработаны доволь­
1 °. Одиночный «Гелиостационар». Один спутник
но подробно, но имеющиеся наблюдения не позво­
Солнца, вращающийся в плоскости солнечного эк­
ляют сделать выбор между ними. Кроме того, в на­
ватора с угловой скоростью
стоящее время они мало говорят о быстром пересо­
расстоянии от его центра Rнs ~
единении волокнистых магнитных полей
[3],
l.J.)
0 ~ О,
248 рад/сут, на
36, 2 R 0 будет все
сопро­
время «висеть» над одной и той же точкой поверхнос­
вождаемом ускорением частиц до высоких энергий
ти. Вследствие дифференциального вращения точки
[6].
поверхности Солнца с ненулевыми широтами будут
и нагревом плазмы до сотен миллионов градусов
Эти процессы должны развиваться за времена поряд­
медленно
ка секунд на масштабах,..._,
ния ИСС. С помощью одиночного «Гелиостациона­
10
км. К сожалению, они
мало изучены с наблюдательной точки зрения.
4 °.
Пересоединение электрических токов. Идея то­
пологического прерывания электрических токов в ат­
мосфере Солнца разработана лишь на качественном
отставать,
постепенно
ра>> можно исследовать проблемы
уходя из
2°-5°
поля зре­
(см. раздел
1)
для активных областей, расположенных под ИСС.
2°.
Система
«Гелиостационаров».
Идеальной
представляется система из трех ИСС, отстоящих друг
Вестник Московского университета. Серия
3.
Физика. Астронотия.
1998. No 6
45
ное» ограничение влечет за собой важное следствие:
проект должен быть сосредоточен на решении одной
крупной задачи. Лишь значительный успех первого
гелиостационарного ИСС может обеспечить запуск
следующих «Гелиостационаров».
3.
Главная научная задача
Для первого
«Гелиостационара» целесообразно
определить в качестве главной задачи мониторинг
активных областей, комплексов активности, коро­
нальных дыр с целью изучения физики нестационар­
ных процессов в атмосфере Солнца и разработки фи­
зически обоснованного метода их прогнозирования.
Основная научная аппаратура
4.
Нестационарные процессы в атмосфере Солнца,
ускорением частиц и быстрыми
сопровождаемые
гидродинамическими течениями, определяются силь­
ными
магнитными
полями,
точнее
говоря,
динами­
ческим поведением высокотемпературной плазмы в
Идеальная
Солнце;
геометрия
проекта
«Гелиостационар»:
орбита ИСС «Гелиостационар»
1 -
4-
S (HS1, HS2
и Н SЗ),
2, 3 и
ля,
спирали межпланетного магнитного поля. Рассто­
F -
орбиты планет Меркурий, Венера и Зем­
яния приведены в логарифмическом масштабе, за единицу
измерения принята
1/3
солнечного радиуса
сильных магнитных полях
[1, 6]).
По этой причине
необходимы два главных инструмента на борту пер­
вого «Гелиостационара»: магнитограф и рентгеновс­
кий телескоп.
1 °.
Солнечный магнитограф. На данной стадии
рассмотрения проекта «Гелиостационар» нет смысла
(рисунок). Такая система позволит
обсуждать возможные параметры приборов, но важ­
производить одновременный обзор всей поверхности
от друга на
но ясно представлять необходимые типы измерений,
Солнца, а поля зрения соседних ИСС будут перекры­
выполняемых каждым из них. Магнитограф должен
ваться на
измерять
120°
,. . ., 60°.
Создание одновременно работаю­
три
компоненты
поля на
двух
уровнях:
в
щей системы из трех «Гелиостационаров» позволит
фотосфере и хромосфере. Наблюдения такого типа
исследовать все указанные выше проблемы солнеч­
необходимы для расчета магнитного поля в короне.
ной активности, причем в наиболее выгодном сте­
реоскопическом режиме. На рисунке помимо орби­
Сравнивая
вычисленные
варианты
трехмерных
корональных полей с трехмерными структурами, на­
ты «Гелиостационаров» показаны орбиты Меркурия,
блюдаемыми в рентгеновском излучении, можно най­
Венеры и Земли. Для удобства сравнения расстояния
ти непотенциальную составляющую магнитного по­
от центра Солнца представлены в логарифмическом
ля на фоне доминирующего в нижней короне потен­
масштабе.
циального поля. Это позволит рассчитать электри­
Условия осуществления проекта. Время рабо­
ческие токи в короне. Тем самым можно вплотную
ты системы «Гелиостационаров» должно быть не ме­
подойти к постановке электродинамической задачи
нее длительности главного солнечного цикла
о процессах вспышечного типа в атмосфере Солнца.
3°.
(22
го­
да). Поскольку рассчитывать на безотказную работу
2°.
Рентгеновский телескоп. Практика исследова­
любого КА в течение такого срока не приходится,
ний Солнца на ИСЗ
система спутников, очевидно, должна быть допол­
ствует о том, что рентгеновский телескоп на пер­
няемой. Необходимость длительного существования
вом ИСС «Гелиостационар» должен иметь несколько
системы диктуется также тем, что помимо основной
энергетических каналов. Это позволит диагностиро­
научной задачи проект «Гелиостационар» может и
вать тепловые и нетепловые процессы. Анализ трех­
должен принять на себя и важнейшую прикладную
мерных структур в низкоэнергетических
задачу
-
«SMM»
и
«Yohkoh»
свидетель­
( < 30-40кэВ)
упреждающий контроль и прогноз опасных
каналах позволит рассчитать не только температуру
эффектов солнечной активности. В этом его роль так­
и меру эмиссии, как в случае двумерных изображе­
же является уникальной. Мы считаем, что подобно
ний
геостационарным метеоспутникам в будущем долж­
плазмы. Данные о рентгеновском излучении в высо­
на постоянно работать служба солнечной «погоды»
коэнергетических
в ближнем космосе, базирующаяся на «Гелиостацио­
необходимы для того, чтобы изучать ускорение час­
нарах».
тиц в нестационарных явлениях на Солнце
Отмеченные условия проекта «Гелиостационар»
накладывают
одно
серьезное
ограничение:
проект
должен быть относительно дешевым. Это «денеж-
[8],
3°.
но и концентрацию высокотемпературной
(> 30-40
кэВ) каналах телескопа
Аппаратура для измерений
in situ.
комплекс аппаратуры для измерений
как
минимум,
включать:
in situ
спектрометр
[9].
Базовый
должен,
энергичных
Вестник Московского университета. Серия
46
частиц,
магнитометр,
детекторы
солнечного
ветра.
3.
Физика. Астрономия.
скоп. Комплекс аппаратуры для измерений
1998. No 6
in situ
не­
Этот небольшой комплекс предназначен для выпол­
обходим для наблюдений с близких расстояний эф­
нения следующих задач: (а) измерения динамических
фектов солнечной активности при их распростране­
характеристик гелиосферы в неисследованной облас­
нии от Солнца в гелиосферу.
ти малых расстояний от Солнца; (б) исследования
Работа
выполнена
при
поддержке
Российско­
с близких расстояний эффектов солнечной актив­
го фонда фундаментальных исследований (гранты
ности в ближней гелиосфере; (в) выяснение тополо­
96-02-18055
гических особенностей корональных магнитных по­
лей; (г) проведение упреждающего контроля опасных
проявлений активности Солнца.
Заключение
Решение конкретно поставленной физической за­
дачи
-
исследование электродинамических явлений
вспышечного типа в атмосфере Солнца
-
подра­
зумевает весьма специальный космический экспери­
мент. В системе координат, вращающейся вместе с
Солнцем, его искусственный спутник «Гелиостацио­
нар», расположенный на расстоянии
прерывно
следит
за
поведением
rv
0,168
а.е., не­
высокотемператур­
ной плазмы в сильных магнитных полях. Для это­
го принципиально необходимы два прибора: хоро­
ший магнитограф и хороший рентгеновский теле-
и
96-15-96710).
Литература
1. Somov В. V. Fundamentals of Cosmic Electrodynamics. Dordrecht, 1994.
2. Spiegel Е.А" Weiss NO. 11 Nature. 1980. 287. Р. 616.
3. Kontor NN 11 Adv. Space Res. 1993. 13, No. 9. Р. 417.
4. D'Silva S" Choиdhиri A.R. 11 Astron. Astrophys. 1993. 272.
Р. 621.
5. Непоих J.C., Somov В. V. 11 IЬid. 1997. 318. Р. 947.
6. Somov В. V. 11 Physical Processes in Solar Flares. Dordrecht,
1992.
7. Орешина А.В" Сомов Б.В. 11 Астрон. журн. 1996. 73. С. 292.
8. Tsиneta S" Masиda S" Kosиgi Т" Sato У. 11 Astrophys. J. 1997.
478. Р. 787.
9. Somov В. V., Kosиgi Т. 11 IЬid. 1997. 485. Р. 859.
Поступила в редакцию
24.10.97