Vol 62, No 6 (2024)

В работе представлено краткое описание основных научных задач космического эксперимента «Солнце – Терагерц». В рамках указанного проекта в Физическом институте им. П.Н. Лебедева Российской академии наук проводится изготовление научной аппаратуры (НА) для установки на Российском сегменте МКС. Оптическая система каждого из восьми приемников излучения НА состоит из системы зеркал, оптического прерывателя, отрезающего и полосового фильтров. Для каждого элемента данной системы получены спектральные характеристики. При калибровке прибора используется тепловой источник — имитатор черного тела (ИЧТ). Для оценки сигнала спокойного Солнца методами численного интегрирования рассчитана интенсивность излучения, проходящего через систему фильтров с использованием стандартного солнечного спектра ASTM E-490.

По данным плазменного спектрометра Быстрый монитор солнечного ветра (БМСВ), измеряющего энергетические спектры ионов солнечного ветра, дополненных измерениями магнитного поля, исследовались цуги колебаний магнитного поля и потока ионов солнечного ветра, возникающих перед рампом межпланетной ударной волны. Показано, что колебания магнитного поля перед рампом межпланетной ударной волны сопровождаются колебаниями потока ионов солнечного ветра. Проведен подробный анализ отдельных событий и представлены результаты статистического исследования. Показано, что все цуги колебаний магнитного поля имели правостороннюю круговую или эллиптическую поляризацию, что согласуется с характеристиками магнитозвуковых колебаний, соответствующих низкочастотной части вистлеровских колебаний. Получено, что средние значения углов распространения вистлеровских волн относительно среднего направления магнитного поля θ_kB и нормали к фронту θ_kn составляли 31° и 40°, соответственно. Этот результат позволяет предполагать, что волновые пакеты перед рампом межпланетной ударной волны имели свойства распространяющихся вистлеровских волн.

Получено, что, в среднем, с ростом угла распространения вистлеровских волн относительно нормали к фронту ударной волны θ_kn уменьшается угол между волновым вектором и направлением магнитного поля, θ_kB.

В работе сообщается об обнаружении продольных ускоренных электронных пучков во внешнем (|B_x| ∼ (10 − 20)нТ) Плазменном слое (ПС) геомагнитного хвоста. В этот момент спутники MMS находились с земной стороны от X-линии магнитного пересоединения, в Быстром плазменном потоке (БПП), на фазе накопления суббури. Показано, что продольные электронные пучки создаются сверхтепловой популяцией электронов с энергией ∼ (1− 5)кэВ. Сформировавшись, ускоренные интенсивные электронные пучки являются гиротропными. В процессе эволюции пучков развивается их негиротропия. Это приводит к образованию интенсивных (до ∼ 80 нА / м²) продольных электронных токовых структур. Наблюдения демонстрируют, что ускорение электронов происходит импульсно, на протяжении времени < 5с. Распространение быстрого электронного пучка во внешней плазме приводит к развитию неустойчивостей и генерации интенсивных (∼ 50мВ/м) неидеальных (в системе связанной с потоком электронов) электрических полей с частотами менее электронной гирочастоты ω_c,e. Эти поля являются электростатическими, имеют линейную поляризацию. Появление таких полей приводит к нарушению вмороженности электронной плазмы и диссипации энергии. Объемная плотность трансформации энергии достигает ∼ −1000пВт/м³. В спектре неидеального электрического поля обнаружено выполаживание в частотном диапазоне между ионной плазменной ω_p,i и электронной циклотронной ω_c,e частотами, что свидетельствует о передаче энергии от частиц к волне в данном диапазоне. Изученные явления могут вносить значительный вклад в развитие турбулентности на электронных кинетических масштабах во внешней области ПС.

Наличие непрерывных процессов охлаждения и нагрева — важное условие, определяющее существование солнечной короны, для которой характерны температуры в несколько миллионов кельвинов. На эти процессы могут оказывать существенное влияние мелкомасштабные корональные образования, которые в значительной мере определяют тепловой баланс короны и возмущения солнечного ветра. Наблюдения поляризованного излучения с высокой чувствительностью позволяют оценить сложную структуру магнитных полей, которые накапливают энергию, необходимую для возбуждения корональных эруптивных явлений, всплесков и вспышек. Однако на больших высотах корона становится оптически тонкой, и ее наблюдения представляют собой большую проблему, требующую использования инструментов с большой эффективной площадью. Многие исследователи отмечают, что область корональной магнитометрии является молодой и затратной для продвижения ввиду того, что экспериментальные наблюдения в оптических диапазонах ограничены низкой плотностью плазмы в короне, высокой температурой, а также недостаточной чувствительностью инструментария. В противоположность этому, в радиодиапазоне достижима более высокая чувствительность. В частности, диапазон 1–3 ГГц оптимален для регистрации весьма слабых корональных структур зарождающей активности, несмотря на ограничения по пространственному разрешению. Для организации радионаблюдений короны на крупном радиотелескопе рефлекторного типа РАТАН-600 был создан широкодиапазонный спектрометр в диапазоне 1–3 ГГц. Он имеет сплошное перекрытие всего диапазона с предельными частотным и временным разрешениями при высокой чувствительности по потоку излучения. В работе приводятся результаты первых серий наблюдений слабых корональных структур, обсуждается их интерпретация по воздействию на тепловые процессы в короне.

Лунная поверхность в окрестности полюсов обладает особыми свойствами по сравнению с поверхностью на экваторе и на умеренных широтах. В полярном реголите содержится в достаточно большом количестве водяной лед, который существенно влияет на возникающее под действием галактических космических лучей нейтронное излучение. Также, температура полярного реголита может иметь предельно низкие значения около 25 К, вследствие чего тепловая компонента нейтронного потока частично удерживается в гравитационном поле.

На основе численного моделирования нейтронного излучения лунной поверхности показаны его главные особенности для полярных районов по сравнению с экваториальными: значительное уменьшение отношения потоков эпитепловых и тепловых нейтронов вследствие увеличения концентрации водорода в реголите и существенное увеличение плотности тепловых нейтронов вблизи поверхности вследствие гравитационного удержания.