Седьмой ежегодной конференции " Физика плазмы в солнечной системе " ИКИ РАН 6 - 10 февраля 2012 г. - презентация

1 Седьмой ежегодной конференции " Физика плазмы в солнечной системе " ИКИ РАН февраля 2012 г.

2 Источник ускоренных частиц Электронный пучок Исходный модельный спектр в источнике, как правило, берется в виде : Модификация углового распределения неоднородным магнитным полем и резонансным рассеянием в арке dN(T e )/ dT e = N 0 T e - γ, Надежное определение энергетического и углового распределений непосредственно в ускорительном механизме остается важной проблемой вспышечной активности где T e – кинетическая энергия частиц

3 Источник ускоренных частиц Электронный пучок Модель толстой мишени Исходный модельный спектр в источнике как правило берется в виде : dN(T e )/ dT e = N 0 T e - γ В нерелятивистском приближении функция распределения имеет вид где P l (nn 0 ) – полиномы Лежандра Надежное определение энергетического и углового распределений непосредственно в ускорительном механизме остается важной проблемой вспышечной активности Модификация углового распределения неоднородным магнитным полем и резонансным рассеянием в арке

4 Источник ускоренных частиц Модель толстой мишени γ γ γ γ γ γ γ γ γ Примечание: λ γ - длина свободного пробега фотона » R e – пробега электрона Анизотропный пучок электронов образует рентгеновское излучение, обладающее направленностью и поляризацией. В диапазоне от 10 до 600 кэВ наблюдаемый рентгеновский спектр вспышки искажается отраженными от фотосферы фотонами ( альбедо ). В модели толстой мишени учитывается влияние обратного тока на функцию распределения электронов. Направленность излучения непосредственно может быть измерена только двумя идентичными приборами, установленными на двух миссиях с с различной гелиодолготой наблюдения одной и той же вспышки ( стерескопический метод ). К настоящему времени стереоскопические наблю - дения жесткого рентгена не были выполнены с необходимой точностью. Косвенный способ измерения направленности основан на стат. анализе спектральных индексов в зависимости угла наблюдения. Все такие измерения свидетельствуют об угловой анизотропии излучающих электронов. Электронный пучок Модификация углового распределения неоднородным магнитным полем и резонансным рассеянием в арке

5 Расчетная величина поляризации Возникающая степень поляризации была вычислена в работе ( Боговалов, Кельнер, Котов, 1988) с одновременным учетом энергетических потерь и многократного кулоновского рассеяния. На рис. линиями представлена угловая зависимость степени поляризации тормозного излучения с энергией 16 кэВ в модели мононаправленного пучка по нормали к поверхности Солнца ( кривые 1) и модели диффузного падения пучка ( кривые 2). Цифры у кривых – показатели степенных энергетических спектров ускоренных электронов. Кривая 3 – поляризация тормозного излучения, генерируемого мононаправленным пучком электронов с показателем спектра γ = 6. Лимб диска Солнца Центр диска Солнца

6 Расчетная величина поляризации в моделях с магнитными арками Leach and Petrosian (1983) Integrated over a loop

7 Расчет направленности с учетом влияния обратного тока на функцию распределения the initial power-law indices of beam electrons are γ = 3. Solid line corresponds to the level where ξ = 0, dashed line – ξ = cm 2, dotted line – ξ = cm 2, dash-dotted line – ξ = cm 2, and dash-double-dotted line – ξ = cm 2. V. V. Zharkova, A. A. Kuznetsov and T. V. Siversky A&A 512, A8 (2010)

8 История наблюдений Первые спутниковые поляризационные измерения рентгеновского вспышечного излучения солнечных вспышек были проведенных сотрудниками ФИАН на спутниках серии «Интеркосмос». Измеренные для нескольких вспышек величины поляризации лежат в области значений, допускаемых существовавшими моделями и, не смотря на большие погрешности, свидетельствуют, вероятно, о сильной угловой анизотропии излучающих быстрых электронов. Следует отметить, что первоначально опубликованная величина средней поляризации для трех слабых вспышек в октябре-ноябре 1970г. составила 40±20%. Затем она была скорректирована до 20%. В эксперименте на Интеркосмос-11 измеренная величина для двух вспышек составила несколько процентов при энергии в районе 15 кэВ.

9 Дата, Спутник Степень поляризации, % Энергия, КэВБалл Область вспышки, Угол наблюдения Теоретические модели углового распределения электронов Солнечной вспышке RHESSI 21±9 (18±3) 20-40X4.8 S13E72 Θ=72º 1.Движение пучка электронов по спирали вдоль линий однородного магнитного поля, питч-угол μ=45 0 Показатель спектра электронов δ=4, E=16-50 КэВ. 2. Диффузная инжекция коллимированного пучка электронов в арке с однородным полем вдоль её длины, δ=5, Е=16-50 КэВ. 3.Падение мононаправленного пучка электронов на границу хромосферы, δ=3,5 – 4, Е=20 КэВ КОРОНАС-Ф 85) (2пик>75) X10 S15E02 Θ=15º Нет модели КОРОНАС-Ф

10 Результаты данных RHESSI arXiv:astro-ph/ v1 28 Sep 2006 E. SUAREZ-GARCIA1, W. HAJDAS1, C. WIGGER1, K. ARZNER1, M. G¨ UDEL1, A. ZEHNDER1, and P. GRIGIS2 Distribution of the flares in the solar disc. Their position was extracted from images taken with RHESSI Results on the degree of polarization, with their 1 error bars Steven E. Boggs,1 W. Coburn, and E. Kalemci Aph. J, 638:1129–1139, 2006 For two large flares: the X4.8-class flare of 2002 July 23 at levels of 21% ± 9% X17-class flare of 2003 October 28 11% ± 5% Существенное противоречие в поляризации при использовании тех же данных

11 Принцип измерения Если пучок фотонов имеет степень линейной поляризации m, то : где При Emc 2 Нижняя граница регистрируемых фотонов определяется порогом T min регистрации электронов отдачи. Для T min =0,6 кэВ E γ =18кэВ (θ=π/2)

12 Структура прибора ПИНГ - М для мисси ИнтергелиоЗонд

13 Измерительные возможности ПИНГ Характеристика Детектор SH ХарактеристикаДетектор Мягкий диапазон, кэВ Жесткий диапазон, кэВ Диапазон энергий, кэВ 1,5 25 кремниевый дрейфовый диод SDD Сцинтиллятор LaBr 3 (Ce) Площадь, мм 2 0, Энергетическое разрешение не хуже 200 эВ при E ф =5.9 кэВ не хуже 12% при E=60 кэВ не хуже 3,5% при E=662 кэВ Три рассеивателя из кристаллов паратерфенила (ptf, C18H14), Ø4см и h=4см, окруженных 6-ю детекторами NaI(Tl) Ø4,6 см и толщиной 0,5см Диапазон измерения энергии электронов отдачи (0,66-43 кэВ), в детекторе регистраторе рассеянных квантов –17,8-160 кэВ. Блок ПИНГ - ПИРС ПИНГ - П

14 NaI(Tl)/ фосвич Физическая схема детектора поляриметра ПИНГВИН - М проекта КОРОНАС - ФОТОН

15 Измеряемая асимметрия Максимальная асимметрия при 100% поляризации и ħω

16 Стабилизация и калибровка в полете Стабилизация сцинтилляционных детекторов по сигналу от светодиода Калибровка по р/а источнику 129 I T ½ =1,57·10 7 лет ( β-распад) E γ = (20%) E γ = (3.46%) E γ = (38%) E γ = (6.69%) Регулярная (раз в неделю) подстройка в полете системы стабилизации для компенсации деградации фотодиодов

17 Зависимость степени анизотропии от угла преимущественного рассеяния для показателя спектра γ = - 2,5 Для неполя - ризованного излучения с энергией 60 кэВ « приборная » анизотропия составляет 0,009, а для степенного спектра с показателем γ = -2,5 составляет 0,01.

18 Эффективные площади поляриметров

19 Статистика вспышечных событий Поток жесткого рентгеновского излучения с энергией квантов > 25 кэВ от солнечных вспышек рентгеновского класса Х 1 на расстоянии от Солнца 1AU составляет от 5*10 2 до 5*10 3 фотонов /( см 2 * с ). Учитывая полученную оценку эффективной площади ПИНГ - П и то, что КА « Интергелио - Зонд » будет находиться от Солнца на расстояниях меньше 1AU, можно заключить, что для таких вспышек статистика достаточная для определения поляризации с точностью 1% будет набираться за несколько секунд.

20 Эффективность детекторов ПИНГ - ПИРС Характеристики SDD-детектора

21 Что является наилучшим детектором для мягкого рентгена? Зависимость энергетического разрешения различных детекторов в зависимости от времени формирования.

22 Результаты тестирования прототипа детектора LaBr 3 (Ce)

23 Свойства детектора LaBr 3 (Ce) Недостатками кристалла являются высокая гигроскопичность и значительная собственная и примесная активность (см.рис). Стоимость сборки (кристалл Ø38х38 мм-ФЭУ), изготавливаемых компанией Canberra Industries, составляет в настоящее время около долларов..

24 Гамма-линии от Солнца в диапазоне кэВ Энергия, МэВШирина линии, кэВ Флюенс, фот/см 2 Идентификация линии, Е, МэВ ,2 59 Ni 0,42959,5 7 Li 0,478109,5 7 Be 0, ,0 7 Be, 7 Li (0,429; 0,478) 0, ,9e +,e - - аннигиляция 0,847517,3 56 Fe 0,93252,5 55 Fe 1, ,5 24 Mg 1, ,3 20 Ne 1, ,4 28 Si 2,2232,5 (естеств. ширина - 0,1 кэВ 298,7Захват n H

25 Характеристики блока ПИНГ - П Основные характеристики блока ПИНГ-П: Габаритные размеры 320х320х300 мм. Масса, не более 10кг. Энергопотребление, не более 10 Вт. Рабочая температура С. Измерение поляризации рентгеновского излучения в диапазоне кэВ. Информационные характеристики ( ПИНГ - М ) Предполагаемый минимальный информационный поток (отсутствие вспышек) составит: без сжатия – около 37 Мбайт/сутки, со сжатием около 20 Мбайт/сутки Предполагаемый максимальный объем (10 вспышек по 10 мин) составит: без сжатия – около 56 Мбайт/сутки со сжатием – около 30 Мбайт/сутки