Рентгеновская изображающая спектроскопия солнечной короны в проекте КОРОНАС: создание аппаратуры и астрофизические результаты тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, доктор физико-математических наук Кузин, Сергей Вадимович

Оглавление диссертации доктор физико-математических наук Кузин, Сергей Вадимович

Глава 1. Методы исследования структур и процессов в солнечной короне.

§1.1 Выбор участков спектра в МР и ВУФ диапазоне для проведения спектральной диагностики корональной плазмы.

§1.2. Особенности наблюдения внутренней короны в ВУФ диапазоне.

Глава 2. Космические инструменты для получения спектральных изображений солнечной короны.

§2.1 Спектрогелиографы МР диапазона.

§2.2 Спектрогелиометры ВУФ диапазона.

§2.3 ВУФ телескоп-коронограф.

§2.4 Детекторы МР и ВУФ диапазона.

§2.5 Аппаратно-программный комплекс управления экспериментом.

Глава 3. Изготовление и калибровки спектральных и телескопических инструментов МР и ВУФ диапазонов.

§3.1 Кристаллические зеркала.

§3.2 Дифракционные решетки.

§3.3 Многослойные зеркала крайнего ВУ диапазона.

§3.4 Оптические и спектральные калибровки инструментов.

§3.5 Обработка полученных данных.

Глава 4. Солнечная активность в рентгеновском диапазоне.

§4.1 Рентгеновская активность Солнца в минимуме цикла.

§4.2 Свойства импульсных и долгоживущих горячих рентгеновских источников в короне

§4.3 Периодические осцилляции рентгеновских источников излучения.

§4.4 Квазисинхронные всплески излучения в горячей плазме.

§4.5 Динамика высокотемпературной плазмы.

§4.6 Возможные механизмы нагрева компактных горячих источников в короне.

Глава 5. Спектральная диагностика плазмы корональных структур.

§5.1 Обзор полученных данных.

§5.2 Каталог спектральных линий, составленный по данным ВУФ спектрогелиометра.

§5.3 Спектральная диагностика «корональной» плазмы.

Глава 6. Температурное распределение плазмы и процессы во внутренней короне.

§6.1 Температурный состав плазмы и его вариации во внутренней короне.

§6.2 Плазменные структуры во внутренней короне.

§6.3 Связь корональных выбросов масс с процессами во внутренней короне.

Рекомендованный список диссертаций по специальности «Астрофизика, радиоастрономия», 01.03.02 шифр ВАК

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Рентгеновская изображающая спектроскопия солнечной короны в проекте КОРОНАС: создание аппаратуры и астрофизические результаты»

Предметом настоящей диссертационной работы является исследование структуры и динамики плазменных образований в короне Солнца методом изображающей спектроскопии рентгеновского и вакуумного ультрафиолетового (MP и ВУФ) диапазона. Исследования проведены с использованием экспериментальных данных, полученным в серии экспериментов на космических аппаратах КОРОНАС-И, КОРОНАС-Ф и КОРОНАС-Фотон в 1994-2009 годах в разных фазах активности Солнца.

Объект исследования — солнечная корона является внешней оболочкой Солнца [Шкловский, И.С., 1962, Phillips, 1995, Golub and Pasachojf, 2010, Aschwanden, 2005]. Она расположена непосредственно над хромосферой, причем физические свойства вещества при переходе от хромосферы к короне меняются практически скачкообразно в исчезающе тонком, по солнечным масштабам, переходном слое: плотность плазмы падает примерно на шесть порядков до

10-10 см" , а температура возрастает с 6000К до миллиона градусов (МК). При этом сильно увеличивается степень неоднородности плазмы как по температуре, так и по плотности. Это связано с тем, что, в отличие от фотосферы, в короне магнитное поле управляет веществом. Выходящие из нижних слоев Солнца силовые линии магнитного поля образуют в короне сложные разномасштабные конфигурации, как закрытые, так и открытые.

Вследствие специфических условий - низкой плотности и высокой температуры плазмы (такая плазма получила название «корональная»), максимум излучения короны приходится на мягкий рентгеновский (MP) и вакуумный ультрафиолетовый (ВУФ) диапазоны спектра (1^-1000 А), где эффективно возбуждаются многозарядные ионы тяжелых элементов. При этом, в зависимости от конкретных условий, могут доминировать различные механизмы возбуждения, как тепловые, так и не тепловые.

Корона является самой динамичной частью Солнца: процессы, происходящие в ней имеют характерные времена развития от сотых долей секунды до суток. Многие явления сопровождаются накоплением, а затем выделением в различных формах большого количества энергии. Особенно мощные взврывообразные процессы, сопровождаемые выделением большого количества энергии в виде электромагнитного излучения и ускорения частиц, называются вспышками. Помимо выделения энергии в виде излучения огромное количество кинетической энергии выделяется во время развития корональных выбросов масс (КВМ) в виде солнечного ветра, распространяющегося в основном по открытым линиям магнитного поля.

В то же время, в короне наиболее очевидно проявляется долговременная цикличность солнечной активности, связанная с псреполюсовкой глобального магнитного поля, где ее внешние проявления связаны, в первую очередь, со значительным изменением интегрального потока МР и ВУФ излучения с 11-летней периодичностью.

Вопросы, связанные с механизмами нагрева короны, ускорением солнечного ветра, природой солнечных вспышек и циклов солнечной активности до настоящего времени являются нерешенными вопросами фундаментальной астрофизики.

По этой причине исследование короны Солнца в настоящее время является одним из лидирующих направлений научных астрофизических исследований. Это также связано и с тем, что Солнце является уникальным объектом — единственной звездой, которую можно изучать с высоким пространственным и временным разрешением. Это позволяет получать данные об общих физических процессах, происходящих в глубинах и на поверхностях звезд.

Процессы, связанные с энерговыделением в короне Солнца, определяют состояние межпланетной и, в частности, околоземной среды. Они дают основной вклад в повышение радиационного фона, во многом определяют состояние магнитосферы, ионосферы и верхних слоев атмосферы Земли, и таким образом влияют на проявления техногенной деятельности человека [Веселовский и др., 2004, Житник и др., 2003(а), Воуагскик е1. а1., 2004, Ко1отШзеу е1 а1, 2004, Коломийцев и др., 2006]. По этой причине исследование короны важно для изучения солнечно-земных связей, выработки прогноза геоэффективных событий и их возможных последствий. Эта область исследований бурно развивается в последнее время и носит название-«космическая погода».

Несмотря на то, что основным источником энергии всех активных процессов в короне является энергия магнитного поля, их проявления принципиально различаются по механизму преобразования энергии, скорости протекания, мощности и т.п. Кроме того, большинство процессов энерговыделения в короне имеют комплексный характер, поэтому для их детального качественного и количественного исследования необходимо применять разные методы. Для определения количества и формы выделившейся энергии необходимы данные об изменении плотности и температуры плазмы, ее кинетической энергии, величине ускорения частиц, динамике магнитных структур, вариаций яркости в различных спектральных диапазонах и пр. Для получения указанных выше данных необходимо использовать различные методы и инструменты, позволяющие реализовать максимальное спектральное, пространственное и временное разрешения, прецизионную фотометрию, определение поляризации, а также их комбинации.

В настоящей работе представлены разработанные автором методы и инструменты для исследования солнечной короны в МР и ВУФ диапазоне спектра, направленные на количест6 венное определение параметров плазмы, динамических характеристик в быстропротекающих процессах и основные астрофизические результаты, полученные в ходе этих исследований.

Выбор MP и ВУФ диапазона для проведения исследований связан с тем, что он является наиболее удобным для проведения исследований солнечной короны, поскольку основная часть излучения этой области Солнца формируется линиями многозарядных ионов с электронными температурами возбуждения 104-107К, которые характерны для короны, а так же практическим отсутствием непрерывного спектра. В этом диапазоне наиболее удобно исследовать «термический» компонент солнечной плазмы с Те>10бК: благодаря малости порога возбуждения линий по отношению к температуре их интенсивность оказывается чувствительна лишь к низкоэнергетической (максвелловской) части распределения электронов по скоростям и практически не зависит от возможных отклонений максвелловской функции, возникающих при высоких энергиях Е»кТ, наблюдавшихся в спектрах вспышек и активных областей [Mandelshlam et al., 1984, Du/ton et al., 1984, Shoub, 1983].

Для определения физических параметров плазмы можно использовать как данные спектральных наблюдений в монохроматических линиях, так и широкополосных (телескопических) наблюдений. Интерпретация телескопических данных основана на анализе изображений, зарегистрированных в различных спектральных диапазонах одновременно или с небольшой временной задержкой. По отношению интенсивностей одних и тех же участков солнечного диска в разных спектральных линиях, используя модели, описывающие параметры плазмы в различных солнечных структурах, можно оценить электронную температуру плазмы (Те) и распределение излучающего вещества с температурой (дифференциальную меру эмиссии, ДМЭ). Этот метод применяется при обработке данных солнечных телескопов SXT/Yohkoh [Нага et al., 1992], EIT /SOHO [Zhang, 1999], XRT/HINODE [Narukage et al, 2007, Reeves et al., 2007]. Ограничения этого метода заключаются в больших погрешностях, связанных с выбором конкретной модели, обилием элементов, наличием в анализируемых спектральных диапазонах большого количества неидентифицированных линий, что может приводить к существенному вкладу излучения из других температурных областей.

Гораздо более точными являются методы, основанные на анализе спектроскопических данных. Для определения плотности плазмы используются плотностно зависимые отношения интенсивностей двух линий одного иона [Jordan, С., 1974, 1979, Dere et al., 1979, Doschek, 1991, Zhitnik et al., 1999], что позволяет исключить неопределенность в обилиях элементов и ионизационной температуре. При этом предполагается, что излучающая плазма изотермична, и измеренная плотность ставится в соответствие области с температурой, равной температуре максимально обильного иона. Плотностно зависимые отношения интенсивностей встречаются в спектрах ионов с метастабильными состояниями \Doschek, 91], то есть в тех случаях, когда на населенность уровней, помимо возбуждения прямым электронным ударом из основного состояния, оказывают влияние столкновительные процессы. При определении ДМЭ учитывается существование на луче зрения различных температурных областей \Dere, 1982, Вггсккоше е! а1., 1995, Вгоятя а1., 1996, 2000]. Для ее восстановления обычно применяются итерационные процедуры, использующие линии, интенсивность которых слабо зависит от плотности в характерном для короны диапазоне плотностей 108 тЮ см " \Brosius е1 а1., 2000]. Совместное применение плотностной диагностики и восстановление ДМЭ позволяет оценить объем, занимаемый излучающей плазмой, а сопоставление ДМЭ, полученных по линиям ионов различных элементов, позволяет оценивать относительные обилия элементов.

Исследование спектров излучения Солнца является важным не только для решения фундаментальных задач физики Солнца, но и фундаментальной спектроскопии и атомной физики. В частности, результаты диагностики солнечной плазмы позволяют проверять точность теоретических расчетов атомных констант и указывать выявленные несоответствия [.ЬапсИ апс1 ЬапсИт, 1997].

Исследования солнечной короны в МР и ВУФ диапазоне спектра можно проводить только вне атмосферы Земли, и их практическая реализация началась в середине прошлого века с развитием космической техники. Экспериментальная аппаратура для реализации этого метода должна обладать высоким спектральным и пространственным разрешением, большим динамическим диапазоном регистрации. Кроме того, для понимания взаимосвязи разнообразных процессов, происходящих в солнечной короне, важно проводить постоянные наблюдения с высоким временным разрешением в широком поле зрения.

Целью исследований является получение новых экспериментальных данных о процессах накопления и трансформации энергии в солнечной короне и их астрофизическая интерпретация.

Цель работы заключается в решении следующих основных задач:

1. Разработка новых методов получения информации о физических процессах, протекающих в солнечной короне.

2. Создание комплекса космических инструментов для реализации метода изображающей спектроскопии в МР и ВУФ диапазонах спектра.

3. Долговременные орбитальные наблюдения и накопление экспериментального материала о спектральных и динамических характеристиках плазменных структур в солнечной короне.

4. Определение физических параметров корональной плазмы и ее динамических характеристик в различных солнечных структурах.

5. Исследование высотного распределения температурного состава плазмы и процессов ее нагрева во внутренней короне.

Временной интервал выполнения данной работы составляет более 20 лет (с 1989 года). По теме диссертации в реферируемых журналах опубликовано (в 1992-2010гг.) 56 работ (см. стр. 197).

1. Разработаны и реализованы новые космические методы регистрации монохроматических изображений полного диска Солнца в МР и ВУФ диапазонах спектра, позволяющие исследовать динамические процессы в солнечной короне с высоким (до 1 секунды) временным разрешением при ограничении объемов передаваемой информации и внутреннюю (до нескольких солнечных радиусов) корону в ВУФ диапазоне спектра при наличии мощных засветок от диска Солнца.

2. Разработаны новые методики определения инструментальных характеристик оптических элементов, детекторов и приборов, позволившие получить абсолютные и относительные калибровочные данные, необходимые для интерпретации результатов.

3. Созданы космические спектрогелиографы и телескопы-коронографы для получения изображений полного Солнца с рекордным сочетанием характеристик: высоким спектральным, временным и пространственным разрешением в МР и ВУФ диапазонах.

4. Исследован новый класс явлений в корональной плазме с температурой 4-20 МК, о -з плотностью —10 см" и временем жизни до суток.

5. В спектрах излучения активных областей и вспышек обнаружены эмиссионные линии, не наблюдавшиеся ранее, предложена идентификация 102 линий. Из них 18 линий наблюдаются только во вспышках.

6. Определены параметры плазмы (электронные и ионные плотности и температуры, мера эмиссии, периоды осцилляций) в различных корональных структурах: активных областях, вспышечных областях (в том числе - впервые для сверхмощных событий), долгоживущих высокотемпературных структурах и пр. Определены интегральные параметры корональной плазмы в период аномально низкого минимума 24 цикла солнечной активности (2009 г.).

7. Впервые исследована структура внутренней короны в ВУФ диапазоне и процессы формирования КВМ.

Положения, выносимые на защиту

1. Методы регистрации солнечных изображений в МР и ВУФ диапазонах спектра с высоким временным (до 1 секунды), пространственным (до 2") и спектральным (до 10"3) разрешением позволяют получать прямую информацию о состоянии, строении и динамике узкотемпературных слоев плазмы в солнечной короне в широком интервале температур (0.05-20МК) и высот (до 4 солнечных радиусов над диском Солнца).

2. Созданные инструменты для комплексного исследования активных процессов в солнечной короне в МР и ВУФ диапазонах позволили определить плотностно-температурные (пространственные и временные распределения пе и Те, температурные профили ДМЕ) и динамические (скорости распространения возмущений и периоды осцилляций) характеристики плазмы различных структур в короне Солнца.

3. На основе анализа монохроматических изображений в линии иона М§ XII 8.42 А обнаружены крупномасштабные (до 100 тыс.км) высокотемпературные (более 10МК) структуры, расположенные набольших высотах (до 100 тыс.км над лимбом) и с длительным (до суток) временем жизни. Установлена связь таких структур с постэруптивными аркадами, определены

О 'З их температурный состав и плотность (-10 см"), показана существенная роль плазмы с температурой 4-10 МК в их энергобюджете. Впервые установлено, что в активных областях в отсутствии вспышек имеется плазмы с температурой около 10 МК.

4. По данным комплекса приборов ТЕСИС/КОРОНАС-Фотон установлено, что аномально низкий минимум 24 цикла солнечной активности (интенсивность МР излучения

1 Я составила 1.3x10 Вт) характеризовался средними значениями температуры короны 1.8МК,

47 3 8 3 меры эмиссии 4x10 см" , плотности плазмы 10 см" и тепловой энергии 2x10 Дж. Микроактивность, характеризуемая плотностью потока в МР диапазоне на уровне (1-5)х10"13 Вт см "2 , приводила к разогреву плазменных образований до 10 МК.

5. Впервые по монохроматическим изображениям в излучении линий ионов Бе IX 171 А и Не II 304 А с высоким пространственным (до 2") и временным (до 10 мин) разрешением выделены компоненты КВМ с температурами, характерными для плазмы короны и протуберанцев, исследованы их тонкая структура и динамика развития на высотах до 4 солнечных радиусов, выявлен сценарий возникновения корональных выбросов в результате эрупции протуберанца.

Во введении к настоящей диссертации сформулированы задачи исследований, представлен исторический обзор поставленных ранее экспериментов и их результатов.

В первой главе обоснованы методы исследования структур и процессов в солнечной короне в МР и ВУФ диапазоне. Определены оптимальные для экспериментальных наблюдений участки спектра в МР и ВУФ диапазоне исходя из физической задачи эксперимента с одной стороны, и практической возможности реализации методов с другой.

Во второй главе рассмотрены основные проблемы, связанные с проведением космического эксперимента по регистрации МР и ВУФ излучения Солнца, и обоснованы характеристики аппаратуры для регистрации активных процессов в короне и прогноза космической погоды. Проанализированы основные оптические схемы инструментов для этих исследований — спектрогелиометры МР и ВУФ диапазонов и телескопы-коронографы.

В третьей главе даны описания изготовления и методик калибровки спектральных и телескопических инструментов МР и ВУФ диапазонов и элементов рентгеновской оптики — специальных брэгговских зеркал, дифракционных решеток, детекторов излучения. Представлены разработанные алгоритмы программного обеспечения для первичной обработки получаемых изображений.

В четвертой главе представлены результаты наблюдений солнечной активности в МР диапазоне спектра. Представлены результаты исследования рентгеновского излучения Солнца в минимуме 24 цикла активности и свойств импульсных и долгоживущих горячих рентгеновских источников в короне в период максимума солнечной активности. Описан новый класс высокотемпературных структур в солнечной короне. Определена роль плазмы с температурой 2-10 МК в образовании МР излучения и энергобюджете солнечных вспышек. Проведено исследование периодических осцилляций рентгеновских источников излучения. Определены спектры мощности осцилляций различных видов активных процессов в короне. В наблюдениях горячей плазмы обнаружены квазисинхнронные всплески рентгеновского излучения в отстоящих друг от друга активных областях, исследована их природа. Проанализирована динамика высокотемпературных источников в короне. Дано объяснение разогрева короны в поствспы-шечной плазме.

В главе 5 представлены результаты спектральной диагностики плазмы корональных структур по анализу спектрогелиограмм ВУФ диапазона. Составлен каталог спектральных линий в диапазонах 176^-206 А и 279-^335 А, получены экспериментальные отношения интенсивностей линий иона Ре XII, которые широко используются при проведении диагностики плазмы. Определена электронная плотность плазмы и дифференциальная мера эмиссии для различных структур на Солнце в диапазоне температур 1-2.5МК.

В главе 6 представлено исследование температурного распределения плазмы и процессов во внутренней (высота до 5 радиусов над фотосферой) короне Солнца. Получено интегральное пространственное распределение «корональной» (Т-1МК) и холодной (Т-0.05МК) плазмы. Исследованы структуры, наблюдаемые в «корональной» и холодной плазме. Выявлен сценарий развития корональных выбросов масс (КВМ) и показана необходимость использования различных инструментов для регистрации КВМ на разных стадиях цикла активности Солнца.

В заключении сформулированы основные результаты, полученные в диссертации.

Приоритет в спутниковых исследованиях Солнца принадлежит советским ученым. Первый эксперимент по прямой регистрации рентгеновского излучения Солнца был поставлен на втором искусственном спутнике Земли C.JI. Мандельштамом (ФИАН) и A.A. Лебедевым (ГОИ) [.Мандельштам и др., 1961]. Интересно отметить, что в ходе этого эксперимента были впервые экспериментально зарегистрированы радиационные пояса Земли. Примерно в это время к этим работам активно подключился И.А. Житник, и спустя 8 лет в 1965 году в ходе эксперимента под его руководством была получена первая в нашей стране фотография Солнца в рентгеновском диапазоне и зарегистрированы спектры Солнца в области длин волн короче 10 ангстрем. Так как космические исследования Солнца проводились в Отделе Спектроскопии, уже с середины 60-х годов прошлого века И.А. Житником были организованы спектроскопические исследования короны в МР и ВУФ диапазоне. Всего под его руководством было проведено более 30 космических экспериментов на ракетах, искусственных спутниках Земли и межпланетных станциях. Был получен большой объем наблюдательных данных и ряд приоритетных результатов по физике солнечной короны; установлена тепловая природа рентгеновского излучения «спокойного» Солнца; изучена динамика и пространственная структура вспышек. С рекордно высоким спектральным разрешением получены линейчатые рентгеновские спектры наиболее «горячих» многозарядных ионов во вспышечной плазме. Обнаружена поляризация рентгеновского излучения вспышек, указывающая на доминирующую роль в механизме вспышек направленных пучков ускоренных электронов. Зарегистрированы «сателлитные» спектральные линии многозарядных ионов, впервые непосредственно показавшие существенную роль процесса диэлектронной рекомбинации в ионизационном балансе солнечной короны. Столь успешное развитие исследований рентгеновского излучения Солнца стало возможным благодаря высокому уровню экспериментальной и теоретической спектроскопии, достигнутому в ФИАНе под руководством C.JI Мандельштама и, впоследствии, И.И. Собельмана.

Исследования в СССР развивались в значительной мере параллельно с работами, проводимыми в США и Великобритании. Необходимо выделить первый эксперимент по получению изображений полного диска Солнца в отдельных спектральных линиях (спектрогелиограмм), который был проведен на орбитальной станции Skylab в эксперименте S 80А [Tousey, 1975]. В этом эксперименте были получены спектрогелиограммы в диапазоне 171-ьбЗО А, на базе которых был составлен каталог спектральных линий этого диапазона [Dere, 1978], уточнено обилие элементов в солнечной короне и определена дифференциальная мера эмиссии для некоторых солнечных структур [Dere et al., 1979]. Ограничения этого эксперимента определялись его оптической схемой с дифракционной решеткой нормального падения. Это определило относительно низкую дисперсию и, как следствие, переналожение изображений Солнца (размер диска в шкале длин волн составлял —25 Â). Использование в качестве детектора фотопленки обусловило недостаточную точность фотометрии. Эти факторы определили значительные погрешности полученных данных и сложности их интерпретации.

Новым шагом в спектроскопии солнечного плазмы крайнего ВУФ диапазона стали результаты, полученные в ходе ракетных экспериментов SERTS в 1989, 91, 93, 95, 97 гг. [Thomas and Neupert, 1994, Brosius et al., 1996, 1998, 2000]. В этих экспериментах был использован щелевой стигматический спектрометр. Аппаратура обеспечивала высокое пространственное (

5") и спектральное разрешение (-0.1 À), точность относительной калибровки интенсивности составляла -20%. Несмотря на ряд ограничений, присущих этим экспериментам (ограниченное поле зрения; наложение двух порядков дифракции, вследствие чего возникали неопределенности в вопросах блендирования отдельных линий; разовый характер наблюдений), по результатам экспериментов SERTS89 и SERTS95 составлены очень подробные экспериментальные каталоги линий активных областей и областей спокойного Солнца в диапазоне 171 4450 к [Thomas and Neupert, 1994]. По этим данным была произведена диагностика параметров плазмы наблюдавшихся активных областей на Солнце [Moon et al., 1996]. В дальнейшем эти исследования были развиты в ходе эксперимента с аналогичным спектрометром CDS на станции SOHO [The SOHO mission, 1995, Harrison et al. 1995, The first results from SOHO, 1997].

В телескопических наблюдениях Солнца в MP и ВУФ диапазоне в последние 20 лет был достигнут значительный прогресс благодаря развитию новых методов регистрации и анализа экспериментальных данных. В частности, многократное улучшение пространственного разрешения и чувствительности рентгеновских телескопов и спектрометров позволило им приблизиться по характеристикам к лучшим наземным телескопам. Это развитие обусловлено в наибольшей мере прогрессом в разработке рентгеновской оптики высокого разрешения на основе зеркал скользящего падения и многослойных зеркал нормального падения [Зеркальная рентгеновская оптика, 1989, Арцимович и др., 1987], детекторов изображений на основе ПЗС-матриц, а также миниатюрных компьютеров, позволивших существенно увеличить объёмы регистрируемой информации.

В 1985-1994 гг. в США было проведено несколько ракетных экспериментов по наблюдению Солнца в XUV-диапазоне 44^-304 Á, в которых были испытаны новые рентгеновские телескопы высокого разрешения [Golub et al., 1990; Barbee et al, 1992; Walker et al, 1994]. В этих экспериментах была продемонстрирована возможность получения изображений корональных структур с пространственным разрешением до 1" и выше. Всего через 10 лет после первых экспериментов было достигнуто субсекундное разрешение [Golub et al., 1999]. Однако применявшийся метод регистрации изображений на фотопленку не мог быть использован в длительных автономных спутниковых экспериментах.

Первым в мире длительным автономным экспериментом по мониторингу солнечной активности был эксперимент ТЕРЕК (ТЕлескоп РЕнтгеновский Космический) на космическом аппарате ФОБОС, выполненный в 1988 г. в Физическом институте им. П.Н.Лебедева под руководством И.А. Житника [Житник и др., 1989]. В телескопе ТЕРЕК впервые была использована комбинация многослойных рентгеновских зеркал и высокочувствительных приемников изображения на основе усилителей изображения (ЭОП) и ПЗС-матриц. В этом эксперименте в течение месяца было получено более 100 изображений Солнца в спектральных диапазонах около 175 и 304 Ä, которые позволили выявить тонкую структуру корональных дыр и уточнить величину потока излучения резонансной линии Hell [Sobelman et al., 1991].

В связи с очевидными преимуществами этого диапазона для проведения солнечных исследований только в последние 10 лет было запущено 6 солнечных обсерваторий, направленных на изучение активных процессов в короне. Во всех этих обсерваториях проводились эксперименты, в ходе которых регистрировались изображения и спектры Солнца в MP и ВУФ диапазоне.

Применение изображающей и спектроскопической аппаратуры позволяет определять конфигурацию магнитных полей в короне, состав и физические характеристики вещества, их вариации во время динамических явлений, связанных с проявлением солнечной активности, и на основе этих данных моделировать процессы энерговыделения в короне.

Эксперименты по исследованиям солнечной короны методом рентгеновской изображающей спектроскопии проводятся в ходе выполнения программы Комплексных ОРбитальных Околоземных Наблюдений Активности Солнца (КОРОНАС).

Первая из трех орбитальных станций этой программы КОРОНАС-И была выведена на околоземную орбиту в 1994 г. В состав аппаратуры входил многоканальный комплекс, состоящий из ВУФ телескопа ТЕРЕК и спектрогелиометра РЕС (РЕнтгеновский Спектрогелиометр) на диапазон 1.8-304 А. Аппаратура обладала широким динамическим диапазоном и возможностями перепрограммирования (в том числе и в полете) режимов наблюдений, что позволило провести детальные исследования отдельных явлений в солнечной короне с целью разделения локальных и глобальных проявлений солнечной активности. В эксперименте были впервые проведены систематические наблюдения Солнца в спектральных диапазонах 132, 175 и 304 А с высоким пространственным разрешением до 1". Также впервые были получены монохроматические изображения Солнца в диапазонах 8.41-8.43 А и 176-209 А.

Дальнейшим развитием этой программы явилось создание солнечной космической обсерватории КОРОНАС-Ф, успешно работавшей на околоземной орбите с 2001 по 2005 год [Oraevsky et al., 2003 (a),(b)]. В состав ее аппаратуры входил спектрогелиометрический и телескопический комплекс СПИРИТ (СПектрометр Изображающий / Рентгеновский Телескоп) [Ораевский, В.Н., Собелъман, И.И, 2002, Slemzin et al., 2003]. СПИРИТ явился существенным развитием предыдущего комплекса за счет использования в его составе широкоапертурной оптики, более чувствительных детекторов с улучшенным пространственным разрешением, более мощного бортового компьютера, позволившего увеличить потоки передаваемой на Землю информации и реализовать режим управления с учетом текущей солнечной активности и состояния аппаратуры.

В январе 2009 года был выведен на орбиту третий спутник этой программы — КОРОНАС-Фотон [Архангельский и др. 2009]. В состав аппаратуры этого космического аппарата входило 12 научных приборов, предназначенных для исследования процессов энерговыделения в солнечной атмосфере в широком диапазоне энергий и длин волн — от гамма-излучения до оптического диапазона. Для этого спутника в ФИАН был разработан и изготовлен телескоп - спектрогелиограф ТЕСИС, реализующий метод изображающей спектроскопии в ВУФ области спектра [Кузин и др., 2005, Kuzin et al., 2009]. При разработке этого комплекса реализованы новые технологии и подходы, в первую очередь, в области рентгеновской оптики, двухкоординатных детекторов и информационных технологий.

Совместный анализ изображений, полученных приборами ТЕРЕК, РЕС, СПИРИТ, ' ТЕСИС с изображениями, полученными на космических станциях Yohkoh, SOHO, TRACE, Hinode и данными наземных наблюдений в оптическом и радио диапазонах обеспечивает возможность изучения тонкой структуры корональных образований в широком диапазоне высот — от фотосферы до верхней короны, а длительный период наблюдений — от минимума до максимума солнечной активности - позволяет исследовать глобальные изменения солнечных структур на протяжении полного солнечного цикла [.Бугаенко и др., 2003 (а,Ь,с), Гречнев и др., 2006, Slemzin et al., 2005, Веселовский и др., 2005].