PRACE INTERPRETACYJNO-TEORETYCZNE - 2000

FIZYKA PRZESTRZENI KOSMICZNEJ

Sło

ń

ce

Opracowano metod

ę

dokładnego (cz

ęś

ci sekundy luku) nakładania

zdekonwoluowanych obrazów SXT uzyskanych za pomoc

ą

dwóch ró

ż

nych

filtrów dla rozbłysków brzegowych, cz

ęś

ciowo przesłanianych tarcz

ą

słoneczn

ą

. W tej nowej metodzie wykorzystuje si

ę

fakt,

ż

e dla rozbłysków

maj

ą

cych miejsce poza brzegiem tarczy słonecznej, profile jasno

ś

ci danej

struktury rentgenowskiej powinny pokrywa

ć

si

ę

na obrazach uzyskanych z

u

ż

yciem filtru Al12 oraz Be119 (po stronie przesłanianej przez brzeg). Przy okre

ś

laniu optymalnych

przesuni

ęć

obrazów korzystano równie

ż

z wyników numerycznych testów procesu dekonwolucji

obrazów dla struktur ze stromymi gradientami jasno

ś

ci. Opracowan

ą

metod

ę

nazwano: limb position

adjustment (LPA). Mo

ż

liwo

ść

dokładnego nakładania obrazów SXT z u

ż

yciem filtru Al12 i Be119 jest

bardzo wa

ż

na przy wyznaczaniu rozkładów temperatury obserwowanych struktur rozbłyskowych, a tym

samym przy wyznaczaniu innych parametrów termodynamicznych tych struktur. Metod

ę

LPA

wykorzystano do nakładania obrazów rozbłysku klasy M2, który miał miejsce 5 pa

ź

dziernika 1992 roku

w obszarze aktywnym poza brzegiem tarczy słonecznej. Umo

ż

liwiło to uzyskanie map rozkładu

temperatury j

ą

der rozbłyskowych, po raz pierwszy z rozdzielczo

ś

ci

ą

około 1 sekundy łuku oraz zmian

tych rozkładów z czasem w trakcie ewolucji rozbłysku. W szczególno

ś

ci pokazano,

ż

e struktura

termodynamiczna j

ą

der rozbłyskowych zmienia si

ę

znacz

ą

co podczas ewolucji zjawiska. Obszary

najgor

ę

tsze zawieraj

ą

jedynie niewielka ilo

ść

materii. Znaczne ilo

ś

ci materii skupione s

ą

w obszarach

chłodniejszych. Uzyskane wyniki potwierdzaj

ą

równie

ż

wcze

ś

niejsze wnioski dotycz

ą

ce ewolucyjnych

zmian poło

ż

enia j

ą

der rozbłyskowych oraz wzgl

ę

dnej lokalizacji

ź

ródeł obserwowanych w twardym i

mi

ę

kkim zakresie promieniowania rentgenowskiego.

(B. Sylwester, J. Sylwester)

Kontynuowano prace nad metod

ą

wyznaczania funkcji PSF bezpo

ś

rednio z obrazów satelitarnych

Sło

ń

ca. Zakres zastosowa

ń

metody rozszerzono na dane zło

ż

one z obrazów o ro

ż

nych czasach

ekspozycji. Rozpocz

ę

to porównywanie uzyskiwanych wyników z danymi kalibracyjnymi dla teleskopu

SXT na satelicie Yohkoh. Opracowano odpowiednie oprogramowanie w j

ę

zyku IDL.

(S. Gburek, J. Sylwester)

Kontynuowano analiz

ę

mo

ż

liwych przyczyn wyst

ę

powania ró

ż

nic przy wyznaczaniu obfito

ś

ci wapnia w

plazmie rozbłysków słonecznych. Wykorzystywano obserwacje uzyskane z pokładu satelitów Solar

Maximum Mission (SMM) i Yohkoh. Stwierdzono,

ż

e oprócz bł

ę

dnego oszacowania szeroko

ś

ci

instrumentalnej w kanale 3 (wapnia) dla Bragg Crystall Spectrometer (BCS-Yohkoh) mog

ą

one by

ć

równie

ż

zwi

ą

zane z ró

ż

nicami konstrukcyjnymi (BCS na SMM posiadał kolimator a na Yohkohnie). Na

podstawie przeprowadzonych numerycznych symulacji wpływu kolimatora na wielko

ś

ci obfito

ś

ci Ca XIX

wywnioskowano,

ż

e obecno

ść

kolimatora podwy

ż

sza wyznaczan

ą

warto

ść

obfito

ś

ci w sytuacji, kiedy w

obszarze aktywnym istnieje gradient obfito

ś

ci (du

ż

a obfito

ść

w centralnej cz

ęś

ci obszaru).

Heliosfera

Page 1 of 3

RAPORT ROCZNY CBK (2000)- FIZYKA PRZESTRZENI KOSMICZNEJ

2008-03-20

http://www.cbk.waw.pl/strony/ramy/iso/rok20/pit20/fpk20/fpk20a.html

Nowy, trójwymiarowy i zale

ż

ny od czasu, magnetohydrodynamiczny model

oddziaływania

wiatru

słonecznego

z

materi

ą

mi

ę

dzygwiazdow

ą

,

uwzgl

ę

dniaj

ą

cy wpływ galaktycznego pola magnetycznego i stałego

strumienia galaktycznego wodoru neutralnego, został wzbogacony o

oddziaływanie wiatru słonecznego ze składow

ą

neutraln

ą

materii

mi

ę

dzygwiazdowej. Stwierdzono,

ż

e pod wpływem oddziaływania z

wodorem neutralnym zmniejsza si

ę

rozmiar heliosfery i wszystkie powierzchnie nieci

ą

gło

ś

ci wyra

ź

nie

przybli

ż

aj

ą

si

ę

do Sło

ń

ca. Nadd

ź

wi

ę

kowy wiatr słoneczny jest podgrzewany i spowalniany, za

ś

temperatura spr

ęż

onego za fal

ą

uderzeniowa wiatru słonecznego maleje. Asymetrie powstaj

ą

ce w

obrazie heliosfery i obszarów granicznych w oddziaływaniu czysto magnetohydrodynamicznym zostaj

ą

zachowane. Rezultaty pochodz

ą

ce z modelu magnetohydrodynamicznego były inspiracja do podj

ę

cia

analizy danych pomiarowych z teleskopu kosmicznego Hubble'a oraz sond kosmicznych Voyager.

Wydaje si

ę

,

ż

e pokazane w modelu asymetrie obszaru granicznego heliosfery daj

ą

szans

ę

wytłumaczenia pewnych asymetrii widocznych w danych pomiarowych. W szczególno

ś

ci mog

ą

potwierdza

ć

istnienie sko

ś

nej fali uderzeniowej w materii mi

ę

dzygwiazdowej, co wskazywałoby

jednocze

ś

nie na odchylenie od osi symetrii bryły heliosfery.

(R. Ratkiewicz)

Kontynuowano prace nad modelowaniem gazu mi

ę

dzygwiazdowego w przestrzeni mi

ę

dzyplanetarnej

przy zało

ż

eniu zmiennego w czasie ci

ś

nienia promieniowania w linii Lyman-alfa oraz zmiennego w

czasie i zale

ż

nego od szeroko

ś

ci heliograficznej tempa jonizacji. Prace te prowadzone s

ą

we

współpracy z Fi

ń

skim Instytutem Meteorologicznym na potrzeby interpretacji danych z przyrz

ą

du SWAN

na sondzie kosmicznej SOHO. Na podstawie opracowanych wcze

ś

niej i wci

ąż

ulepszanych modeli

wykonano obliczenia rozkładu g

ę

sto

ś

ci i pr

ę

dko

ś

ci wodoru mi

ę

dzygwiazdowego w bliskiej heliosferze.

Ponadto modelowano strumie

ń

wodorowych jonów unoszonych (ang. hydrogen pick-up ions) w

kontek

ś

cie obserwacji potencjalnie mo

ż

liwych do przeprowadzenia za pomoc

ą

sondy Ulysses.

Stwierdzono,

ż

e zale

ż

no

ść

strumieni tych jonów od szeroko

ś

ci heliograficznej obserwatora jest słabsza

ni

ż

zmienno

ść

czasowa wywołana efektami zwi

ą

zanymi z cyklem słonecznym. Pomiar wodorowych

jonów unoszonych na Ulyssesie jest trudny i jego interpretacja wymaga starannego modelowania. Nie

mniej jednak przewiduje si

ę

,

ż

e cho

ć

powinno si

ę

da

ć

zaobserwowa

ć

zale

ż

no

ść

strumienia jonów

unoszonych od szeroko

ś

ci, to znacznie silniejsze b

ę

d

ą

efekty zale

ż

no

ś

ci tych strumieni od czasu oraz

od odległo

ś

ci sondy od Sło

ń

ca.

(M. Bzowski)

Jonosfera i magnetodfera

Ś

lady dwoisto

ś

ci mechanizmu powstawania i strukturyzacji warstwy

plazmowej w magnetosferze Ziemi: Satelita Prognoz-8 dostarczył danych o

plazmie w interesuj

ą

cych, mało dotychczas zbadanych obszarach

magnetosfery Ziemi. Opracowano dane ze szwedzko-rosyjskiego przyrz

ą

du

plazmowego PROMICS-2 na tym satelicie, który zapewniał pomiary w

szerokim zakresie energii i kierunków napływu cz

ą

stek, oraz dostarczał

informacji o składzie jonowym plazmy, w szczególno

ś

ci mierzył jony tlenu i

helu pochodzenia jonosferycznego. Obserwowana struktura warstwy plazmowej w bliskim ogonie

magnetosfery została zanalizowana przy wykorzystaniu aktualnie najlepszych modeli pola

magnetycznego i elektrycznego. Odkryto i podano mechanizm powstawania tzw. ciepłej otoczki

regularnej gor

ą

cej warstwy plazmowej ograniczonej do centralnych obszarów ogona. W ogólno

ś

ci

badania pokazały,

ż

e bezpo

ś

rednio nap

ę

dzane przez wiatr słoneczny zmiany pól elektrycznych i

Page 2 of 3

RAPORT ROCZNY CBK (2000)- FIZYKA PRZESTRZENI KOSMICZNEJ

2008-03-20

http://www.cbk.waw.pl/strony/ramy/iso/rok20/pit20/fpk20/fpk20a.html

magnetycznych oraz wynikaj

ą

ce z tego niezwłoczne zmiany konwekcji plazmy, daj

ą

w efekcie bogatsz

ą

struktur

ę

populacji plazmowych w ogonie ni

ż

opisana w klasycznych syntetycznych modelach

magnetosfery Ziemi.

(B. Popielawska)

Na podstawie danych z satelitów Interball-2 i Polar zbadano struktur

ę

magnetopauzy i jej warstw

granicznych w pobli

ż

u sieci rekonekcyjnych na du

ż

ych szeroko

ś

ciach magnetycznych. Pozwoliło to

zaproponowa

ć

, jaki mechanizm fizyczny mo

ż

e by

ć

odpowiedzialny za rozerwanie magnetopauzy.

Stwierdzono mo

ż

liwo

ść

stabilnej rekonekcji powy

ż

ej kaspu polarnego przy IMF BZ>0 dzi

ę

ki

spowolnieniu przepływu wiatru słonecznego w pobliskim otoku magnetycznym (magnetosheath) do

pr

ę

dko

ś

ci sub-Alfvenowskich.

(B. Popielawska)

Analizowano zwi

ą

zki mi

ę

dzy nieregularno

ś

ciami jonosferycznymi i scyntylacjami fal radiowych w

kontekscie ich wykorzystania w prognozowaniu pogody kosmicznej.

(A. Wernik)

W oparciu o analize pomiarów wykonanych na satelicie Freja pokazano,

ż

e faza fal alfvenowskich w

rezonatorze jonosferycznym odpowiada teoretycznym przewidywaniom. Jest to pierwsze potwierdzenie

istnienia rezonatora alfvenowskiego na wysoko

ś

ciach jonosferycznych oparte na analizie danych

satelitarnych. Pokazano,

ż

e filtracja wykorzystuj

ą

c

ą

transformacj

ę

falkow

ą

(wavelet transform) mo

ż

e w

pewnych sytuacjach by

ć

bardziej u

ż

yteczna przy wyznaczaniu wymiarów atraktora ni

ż

filtracja oparta o

SVD, lub filtracje Fouriera. Badano kaskady energii w turbulencji w kaspie magnetosfery. Ze wzgl

ę

du na

niejednorodno

ść

turbulencji przydatne okazuje si

ę

zastosowanie transformacji falkowej i koncepcji

podobie

ń

stwa skal. Niektóre z analizowanych segmentów danych wskazuj

ą

na istnienie kaskad energii.

(M. Grzesiak)

25.02.2002

Page 3 of 3

RAPORT ROCZNY CBK (2000)- FIZYKA PRZESTRZENI KOSMICZNEJ

2008-03-20

http://www.cbk.waw.pl/strony/ramy/iso/rok20/pit20/fpk20/fpk20a.html