Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.iki.rssi.ru/annual/2009/invest_r.htm
Дата изменения: Wed Jan 27 16:28:02 2010
Дата индексирования: Tue Oct 2 09:21:02 2012
Кодировка: Windows-1251
Поисковые слова: d rad
V. ВАЖНЕЙШИЕ РЕЗУЛЬТАТЫ ЗАВЕРШЕННЫХ ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНЫХ И ТЕОРЕТИЧЕСКИХ ИССЛЕДОВАНИЙ за 2009г.

V. ВАЖНЕЙШИЕ РЕЗУЛЬТАТЫ ЗАВЕРШЕННЫХ ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНЫХ И ТЕОРЕТИЧЕСКИХ ИССЛЕДОВАНИЙ за 2009г.

  • Определение параметров уравнения состояния 'темной энергии'

    В 2009 г. международная группа ученых, возглавляемая сотрудниками ИКИ РАН, представила результаты исследования природы Темной Энергии при помощи измерений скорости роста крупномасштабной структуры Вселенной. В данной работе впервые было надежно измерено торможение роста скоплений галактик в течение последних нескольких миллиардов лет. Это явление дает новое доказательство присутствия во Вселенной т.н. Темной Энергии, а также позволяет значительно (в ~2 раза) уточнить ее эмпирические свойства. Так, комбинируя рентгеновские измерения роста скоплений галактик с данными по микроволновому фону и расстояниям до сверхновых звезд, удалось уменьшить погрешность определения параметра уравнения состояния Темной Энергии до уровня +-5%. Измеренный параметр уравнения состояния, w0=-0.99+-0.045, согласуется со значением, ожидаемым для космологической постоянной Эйнштейна (w0=-1). Интересно также, что измерения находятся вблизи самой границы диапазона значений w0<-1, при которых плотность темной энергии должна нарастать со временем, что в далеком будущем могло бы привести к разрушению больших структур (т.н. явление "Большого Разрыва").

    Рис. Ограничение на величину параметра уравнения состояния w. Значения, полученные разными методиками, обозначены разными цветами, красным цветом показано значение, полученное из комбинации всех экспериментальных данных. Пунктирная линия - величина космологической постоянной, введенной Эйнштейном.


    Авторы: д.ф.-м.н. Вихлинин А.В., к.ф.-м.н. Буренин Р.А., к.ф.-м.н. Воеводкин А.А. д.ф.-м.н. Павлинский М.Н.

  • Прямые измерения вклада компактных источников в фоновое излучение "хребта" Галактики в рекордно глубоких наблюдениях обсерватории Чандра.

    Проблема существования "загадочного" протяженного рентгеновского излучения, расположенного вдоль плоскости нашей Галактики, а так же обнаруженного в других галактиках, ставила в тупик астрофизиков всего мира в течение более 25 лет. В результате работ нашей группы в 2006-2008 гг. было намечено решение этой проблемы. Ключевым экспериментом, позволяющим подтвердить или опровергнуть нашу гипотезу о том, что излучение хребта Галактики формируется в результате суммарного света большого количества слабых рентгеновских источников, могли стать сверхглубокие (с чувствительностью до 1е-17 эрг/с/кв.см) наблюдения области "хребта" Галактики инструментом с угловым разрешением не хуже 1-2 угловых секунд. В 2008 году такие наблюдения общей длительностью 0.9 миллионов секунд по нашей заявке были проведены орбитальной обсерваторией ЧАНДРА. Анализ всех доступных наблюдений этой области (порядка 1 миллиона секунд) позволил подтвердить наши оценки, сделанные ранее не основе косвенных аргументов и сделать следующие выводы.

    1. в характерный области "хребта" Галактики обнаружено большое число слабых рентгеновских источников с поверхностной плотностью во 100 тыс. источников на кв. градус,
    2. обнаружено, что до 88 +/-12 % излучения "хребта" Галактики в области энергий 6-7 кэВ разрешается на точечные источники, обнаруженные в данных наблюдениях,
    3. показано, что суммарная кривая подсчетов источников хорошо согласуется с кривой подсчетов, ожидаемой на основе нашего знания о рентгеновских объектах в окрестностях Солнца.
    Результаты этих исследований опубликованы в журнале Nature. Revnivtsev M., Sazonov S., Churazov E., Forman W., Vikhlinin A., Sunyaev R., 2009, Naturе, 458, 1142


    Рис. Изображение 'хребта' Галактики - протяженного рентгеновского свечения, расположенного вдоль галактического диска. На врезке показано изображение маленькой области вблизи галактического центра, наблюдавшегося обсерваторией Chandra в течение миллиона секунд. Хорошо видна огромная плотность источников рентгеновского излучения (на достигнутом уровне чувствительности поверхностная плотность объектов ~100 000 объектов на кв. градус)

    Авторы: д.ф.-м.н. Ревнивцев М.Г., д.ф.-м.н. Сазонов С.Ю., члн.-корр. Чуразов Е.М., д.ф.-м.н. Вихлинин А.В., академик Сюняев Р.А.

  • Экспериментальное обнаружение нового явления: неадиабатического резонансного ускорения ионов в области замкнутых силовых линий магнитного поля токового слоя геомагнитного хвоста.

    Ускорение частиц плазмы всегда традиционно связывалось с пересоединением магнитных полей.
    На основе анализа более 1000 случаев пересечения пограничного плазменного слоя (ППС) геомагнитного хвоста спутниками Geotail и Cluster установлено, что в спокойные геомагнитные интервалы имеет место квазистационарное неадиабатическое резонансное ускорение ионов в Токовом Слое (ТС) хвоста в области замкнутых силовых линий магнитного поля, непосредственно не связанное с пересоединением. При этом в ТС могут одновременно функционировать несколько пространственно локализованных источников ускорения (т.н. резонансы) (см. рис.1). Ускоренные ионы образуют в ППС хвоста коллимированные по энергиям и локализованные в пространстве пучки (бимлеты), длительность наблюдения которых в ППС может превышать 20 мин (см. рис.2). В областях ТС между резонансами ионы испытывают сильное рассеяние и захватываются внутри ТС.

    Таким образом, в спокойные периоды дальние области ТС можно сравнить с 'дифракционной решеткой': диссипация энергии, сопровождающаяся ускорением ионов, происходит не в одном крупномасштабном источнике, который, как правило, формируется вблизи области магнитного пересоединения, а в нескольких локализованных источниках, находящихся на замкнутых силовых линиях с малой, но положительной Bz. Ускоренные ионы, будучи коллимированными по энергиям, инжектируются из таких источников и формируют 'дискретную' структуру функций распределения, нередко наблюдаемую в ППС.
    Рис.1. Одновременное наблюдение двух бимлетов, с существенно различными энергиями, ускоренных в ТС в разных резонансных источниках R1 и R2. Рис. 2. Пример наблюдения спутником Geotail квазистационарного ионного пучка, неадиабатически ускоренного в ТС дальнего хвоста в области замкнутых силовых линий МП.
    1. Grigorenko, E. E., M. Hoshino, M. Hirai, T. Mukai, and L. M. Zelenyi, J. Geophys. Res., 114, A03203, doi:10.1029/2008JA013811, 2009.
    2. Grigorenko E.E., L.M. Zelenyi, M.S. Dolgonosov, J.-A. Sauvaud, Spatial and temporal structures in the vicinity of the Earth's tail magnetic separatrix. Cluster observations, Book of Proceedings of 15th Cluster Workshop and CAA School, p.p. 435-453, 2009.
    3. E. Grogorenko, R. Koleva. Variability of discrete plasma structures in the lobe-plasma sheet interface, Compt. Rend. Acad. Bulg. Sci. v.62, No11, p. 1449-1456, 2009.

  • Исследование механизмов генерации магнитных бурь разными типами солнечного ветра

    Многочисленные экспериментальные данные свидетельствуют, что геомагнитные бури, генерированные разными межпланетными явлениями, по разному проявляются в развитии возмущений внутри магнитосферы. На основе архива данных OMNI о межпланетных условиях для периода 1976-2000 годов выполнен анализ межпланетных источников 798 геомагнитных бурь с Dst < -50 нТ для следующих крупномасштабных типов солнечного ветра: области сжатия на границе разноскоростных потоков (CIR,145 магнитных бурь), области сжатия перед межпланетным проявлением выброса корональной массы ICME (Sheath, 96) и двух типов ICME: магнитные облака (МС, 62) и Ejecta (161), источник остальных 334 магнитных бурь из-за отсутствия измерений для некоторых интервалов солнечного ветра оказался неопределенным. Для данного анализа был впервые использован двойной метод наложения эпох, в котором за опорные времена взяты моменты онсета магнитной бури и минимума Dst индекса. С одной стороны, с помощью этого метода были подтверждены ранее полученные результаты, а с другой стороны, получены новые результаты:

    1. впервые получены указания, что существуют различия в эффективности двух подклассов межпланетных СМЕ: MC и Ejecta, а также Sheath перед ними (см.рис.1)
    2. независимым методом нами был убедительно показан тот факт, что существует 'память о предыстории' процесса генерации магнитной бури.

      Рис.1. Временной ход электрического поля Еу, Bz компоненты межпланетного магнитного поля (ММП), магнитосферных Dst и AE индексов (слева), By и Bx компонент и модуля B ММП, отношения теплового к магнитному давлению (бета-параметр) плазмы.

      Ермолаев Ю.И., И.Г. Лодкина, Н.С. Николаева, М.Ю. Ермолаев, Статистическое исследование влияния межпланетных условий на геомагнитные бури, Космические исследования, 2010 (в печати)
      Yermolaev Y.I., N.S. Nikolaeva I.G. Lodkina, M.Yu. Yermolaev, Specific interplanetary conditions for CIR-, Sheath-, and ICME-induced geomagnetic storms obtained by double superposed epoch analysis, Adv.Space Res., 2010 (in press)
      Ермолаев Юрий Иванович, зав.лаб. ИКИ РАН, 333-13-88, yermol@iki.rssi.ru

    3. Ускорение частиц и нагрев вспышечной плазмы

      Впервые в предвспышечной и импульсной фазах солнечной вспышке 6 декабря 2006 года обнаружена пропорциональность температуры вспышечной плазмы логарифму интенсивности жесткого рентгеновского излучения. Интенсивность жесткого рентгеновского излучения оценивалась по данным антисовпадательной защиты с порогом регистрации гамма-квантов 80 кэВ, установленной на КА ИНТЕГРАЛ (Европейское Космическое Агенство). Причем нетепловые процессы наблюдались на 5 мин раньше, чем начало роста интенсивности теплового излучения. Это показывает, что электроны, ответственные за жесткое рентгеновское излучение были инициатором и основным источником нагрева вспышечной плазмы, а ускорение частиц и нагрев плазмы являются системой с положительной обратной связью. Связь между температурой и интенсивностью жесткого рентгеновского излучения исчезает после начала взрывного расширения плазмы, когда ее охлаждение становится эффективнее нагрева нетепловыми электронами. Ранее эти эффекты не наблюдались (например, на КА NASA RHESSI) из-за низкой чувствительности детекторов. Предварительный анализ некоторых других событий подтверждает найденные закономерности.


      Рис. 1. Левая панель: сравнение температуры вспышечной плазмы с логарифмом интенсивности жесткого рентгеновского излучения (>150 кэВ, ACS SPI). Правая панель: сравнение температуры вспышечной плазмы с логарифмом темпа счета детектора RHESSI в различных диапазонах рентгеновского излучения

      1. А.Б. Струминский и И.В. Зимовец, Наблюдения солнечной вспышки 6 декабря 2006г.: ускорение электронов и нагрев плазмы, Письма в АЖ, в печати с 26 августа 2009.
      2. А.Б. Струминский и И.В. Зимовец, Вспышка 6 декабря 2006г. как процесс с положительной обратной связью: ускорение электронов и нагрев плазмы, Конференция по солнечно-земной физике, Пулково, июль 2009
      3. A Struminski: 'Cross calibration with Anti-Coincidence System of Spectrometer on INTEGRAL (ACS SPI)', WorkGroup 3, 9th RHESSI workshop, September 2009, Genova, Italy
      4. A. Struminsky and I. Zimovets, PARTICLE ACCELERATION AND HEATING OF SOLAR FLARE PLASMA, The Sun: from active to quite, International Coronal Workshop, 19-23 October, 2009, FIAN, Moscow, Russia.

      Авторы: А.Б. Струминский и И.В. Зимовец