Аннотация результатов, полученных в 2017 году
I. Работы и результаты по анализатору ионов солнечного ветра: Разработана физическая концепция прибора для анализа ионной компоненты солнечного ветре и создана её компьютерная модель. Проведен ряд проверок модели и определены её характеристики в части измерений, в том числе разрешение по энергии и пропускание на различных энергиях, возможности разделения частиц разных масс, а также энергетический диапазон измерений. Результаты оценок показывают, что характеристики модели соответствуют целевым: энергетический диапазон 500-10000 эВ, разрешение по энергии dE/E~5% (целевое 10%), возможность раздельных измерений протонов, альфа-частиц и кислорода О+6, возможно различать также частицы больших масс, что требует подачи потенциала на электростатическом анализаторе выше 6000 В, что в данный момент не предусмотрено конструкцией, однако может быть достигнуто после небольшой доработки. По исходным данным компьютерной модели была создана конструкторская модель лабораторного макета ионного анализатора. Лабораторный макет представляет собой физический эквивалент прибора, проводящий измерения по той же схеме, состоящий из тех же принципиальных элементов, однако для подачи потенциалов будут использоваться лабораторные источники питания, а для обработки данных также будут использоваться лабораторные средства. В составе макета предполагается использование доступных и простых элементов, не требующих специального обращения или особой точности изготовления. Предполагается использование магнитов из сплава NdFeB, доступных на рынке, а также серийного канального умножителя ВЭУ-6М в качестве детектора. Использование готовых решений позволит существенно упростить процесс разработки всего прибора в целом, а также сократить сроки и стоимость изготовления. Макет предусматривает возможность демонтажа отдельных элементов анализа для их проверок или дополнительных испытаний вне состава макета. Макет будет оснащён дополнительными диафрагмами для выбора оптимальных соотношений по чувствительности и энергетическому разрешению. Предварительная оценка массы макета составляет порядка 400г. и будет уточнена на этапе изготовления. Предварительные габариты макета составляют 130х79х50,5 мм по выступающим частям и также будут уточняться на этапе изготовления. На конструкторскую модель был выпущен полный комплект конструкторской документации, готовой к передаче на производство для изготовления деталей и сборки макета. В рамках работ по предварительному проектированию плат электроники выпущены сборочные чертежи платы для детектора макета на основе ВЭУ-6М. Плата выполнена в миниатюрном исполнении, что позволит сохранить компактные размеры макета. В основу электроники платы легли доступные и недорогие элементы категории Industrial, что позволяет снизить стоимость и сократить сроки изготовления. Была закуплена часть материалов для начала изготовления макета, а именно - закуплен сплав АМг6 для изготовления корпуса и ряда деталей составных элементов макета, а также закуплен полиацеталь для изготовления деталей изолятора, необходимых в приборе, поскольку схема физического анализа прибора предусматривает работу с высоким напряжением. Дополнительно была проведена работа по предварительным проверкам функционирования схемы измерений. Из доступных элементов, аналогичных проектируемым после доработок была собрана эквивалентная схема, питаемая от лабораторных источников. Схема прошла первичные испытания в вакуумной камере на ионах различных масс с энергией 1 кэВ. Испытания проводились на остаточном газе, с напуском гелия, с напуском азота, с напуском углекислого газа и с напуском аргона под контролем лабораторного масс-спектрометра Extorr. Собранная схема позволила определить каждый из типов газа и показала полную работоспособность и перспективу дальнейших работ по миниатюризации и созданию компактного лабораторного макета по выпущенной документации. По результатам проведенных работ была подготовлена и передана в редакцию журнала Advances in Space Research статья: Shestakov A.Yu., Moiseenko D.A., Vaisberg O.L., Zhuravlev R.N., Shuvalov S.D., Zimovets I.V. “Modeling a miniature solar wind ion analyzer for future space missions.” II. Работы и результаты по анализатору электронов солнечного ветра: Для анализа параметров электронов солнечного ветра была разработана конструкция компактного и легкого прибора, электронно-оптическая схема которого основана на электростатическом анализе заряженных частиц. Создаваемый спектрометр электронов позволяет детектировать частицы в диапазоне энергий от 30 до 10000 эВ и позволит проводить быстрый анализ распределения по энергиям потока электронов за счет большой площади входного окна и возможности одномоментной регистрации широкого диапазона энергий. Расчетное разрешение ΔE/E ≤ 13 %, в зависимости от энергии и угла прихода частицы. Измерения потоков электронов, проводимые прибором в широком диапазоне энергий, дадут важную информацию для анализа динамики солнечных вспышек, коротирующих потоков, ускорения частиц на межпланетных ударных волнах и ряда других явлений в солнечном ветре. Работы по созданию компьютерной модели прибора и конструкторской модели его лабораторного прототипа велись в соответствии с принципами миниатюризации всего изделия и минимизации массы конструкции, при сохранении необходимых свойств жесткости конструкции и экранировки ключевых узлов В процессе работ по созданию компактного спектрометра электронов солнечного ветра была разработана компьютерная модель прибора, проведено моделирование ее работы, определены ключевые параметры: энергетический диапазон, разрешение ∆E/E, поля зрения, сформулированы требования к конструкторской модели лабораторного прототипа прибора. Исходя из этих требований была создана конструкторская модель лабораторного прибора, проведена оценка веса и потребления создаваемого прибора. Расчетные параметры спектрометра электронов: - Поле зрения по азимутальному углу ±26°; - Поле зрения по полярному углу ±10°; - Разрешение ∆E/E ≤ 15%; - Вес не более 1 кг; - Потребление не более 5 Вт. Проведенное моделирование показывает, что заявленные характеристики достижимы, это позволяет приступать к изготовлению макета анализатора.Также, проведенные работы подтверждают, что концепция прибора позволит проводить анализ потоков электронов солнечного ветра для решения задач мониторинга солнечной активности и космической погоды. III. Работы и результаты по телескопу энергичных частиц: Разработана концепция легкого компактного секционного сцинтилляционного телескопа для регистрации солнечных энергичных частиц. Выполнены работы по моделированию (в Geant4) детекторной части телескопа и сделаны оценки его чувствительности для различных частиц в различных диапазонах энергий. Предварительные результаты показывают, что при массе до 1 кг и компактных размерах до 40 мм х 40 мм х 70 мм (без учета блока электроники), телескоп позволяет измерение энергетического спектра протонов в диапазоне от 5 до 100 МэВ и электронов от 1 до 10 МэВ с энергетическим разрешением от 1% до 5%. Существенным преимуществом телескопа является возможность работы как в режиме счета отдельных частиц, так и в интегральном режиме, когда не регистрируются индивидуальные частицы, а идет анализ полного пространственного (вдоль оси телескопа) спектра потерь энергии. Интегральный режим позволяет работать при сверхвысоких скоростях счета и ограниченных возможностях сброса телеметрии, обеспечивая при этом достаточно хорошую (около 5%) точность восстановления исходного спектра и состава энергичных частиц. IV. Работы и результаты по определению дополнительных критериев реализации спорадических явлений в активных областях Солнца (вспышек, КВМ) по результатам систематического исследования характеристик магнитного поля и электрических токов на фотосфере, их динамики по данным инструмента HMI/SDO. IV.1. Статистическое исследование связи между вертикальными электрическими токами на фотосфере и вспышечными источниками жесткого рентгеновского излучения: На основе систематического анализа 47 вспышек (от класса C3.0 до X3.1), наблюдавшихся в центральной части солнечного диска в 2010-2016 годах, по данным космических инструментов RHESSI и HMI/SDO установлено, что по крайней мере один жесткий рентгеновский (ЖР) источник в каждой вспышке находится в окрестности области сильного вертикального электрического тока, имеющей форму ленты (79% случаев) или острова (21% случаев). Ленты отличаются от островов наличием вытянутости вдоль какого-то направления (обычно вдоль линии инверсии магнитной полярности - ЛИМП). Интегральные вертикальные токи в таких ЖР источниках имеют значения в диапазоне 10-10000 ГА, а плотность тока в диапазоне 0,01-1,0 А/м^2. Не обнаружено значимой корреляции между интенсивностью ЖР источников и плотностью вертикального тока под ними. Посредством сопоставления послевспышечных и предвспышечных вертикальных токов, не найдено свидетельств значительной диссипации токов в областях, соответствующих ЖР источникам. В некоторых случаях обнаружено усиление вертикальных токов во время и/или после вспышки. Результаты показывают, что, в целом, существует связь между вспышечными хромосферными ЖР источниками и вертикальными токами на фотосфере, а именно, ЖР источники имеют тенденцию располагаться на периферии областей сильных вертикальных токов. Наличие таких токов в активной области можно использовать как дополнительный критерий прогнозирования вспышек, сопровождаемых ускорением электроном и генерацией ЖР излучения. Однако наши результаты не поддерживают концепцию ускорения электронов продольным электрическим полем, которое могло бы генерироваться непосредственно в подножиях токопроводящих петель вследствие некоторых неустойчивостей, поскольку не обнаруживается значимой корреляции между интенсивностью ЖР источников и плотностью вертикальных токов под ними, как ожидалось бы в рамках такой концепции. IV.2. Детальное исследование энерговыделения и ускорения электронов в окрестности линии инверсии магнитной полярности (ЛИМП) солнечной вспышки: На основе детального анализа мульти-волновых наблюдений солнечной вспышки умеренного рентгеновского класса (М1.2, 15 марта 2015 г.) наземными и космическими телескопами установлено, что эффективное ускорение электронов с наиболее жестким спектром происходило во время фазы вспышки, сопровождаемой формированием сверхгорячей плазмы (с температурой 40 МК). Обнаружено, что популяция ускоренных электронов находилась внутри тонкой (до 0.5 Мм) вытянутой вдоль ЛИМП (до 10 Мм) скрученной магнитной структуры с очень высокой напряженностью поля до 1.2 кГс. Величина плазменного параметра бета в этой структуре составляла менее 0.01, несмотря на сверхвысокую температуру плазмы в ней. Концентрация ускоренных электронов составляла около 10^9 1/см^3, что намного меньше концентрации окружающей сверхгорячей плазмы. Плотность потока энергии ускоренных электронов достигала величины 2х10^12 эрг/см^2/сек. Это намного больше, чем рассчитывается в современных моделях радиационной гидродинамики, используемых в физике вспышек. Следовательно, данный результат показывает, что необходимо расширение возможностей моделей для учета таких высоких плотностей энергии нетепловых электронов. В целом, результаты данной работы указывают на необходимость развития трехмерных моделей вспышечного энерговыделения в окрестности ЛИМП, учитывающих сильную продольную компоненту магнитного поля, филаментацию и тонкую пространственную структуру области энерговыделения, формирование популяций ускоренных электронов с очень высокой плотностью энергии и разогрев плазмы до сверхвысоких температур. По результатам проведенных работ была подготовлена и передана в редакцию журнала Astrophysical Journal статья: Sharykin I.N., Zimovets I.V., Myshyakov I.I., Meshalkina N.S. Flare Energy Release in the Magnetic Field Polarity Inversion Line During M1.2 Solar Flare of March 15, 2015. Paper I. Onset of Plasma Heating and Electrons Acceleration. https://arxiv.org/abs/1805.05792 IV.3. Оценка полного количества и энергетики ускоренных электронов в гигантской солнечной вспышке: Сделана оценка полного количества и энергии нетепловых электронов в гигантской солнечной вспышке класса >X17 28 октября 2003 г. посредством спектрального анализа ЖР излучения по данным детектора нейтронов высоких энергий (HEND) на борту космического аппарата Mars Odyssey. В результате исследования было установлено, что в зависимости от используемой модели и нижней границы обрезания спектра нетепловых электронов, величина их полной энергии может варьироваться от 1.6х10^32 до 5.7х10^33 эрг. Оценка снизу получена для модели толстой мишени и при фиксированной нижней границе обрезания спектра электронов 46 кэВ. Данная оценка сопоставима в пределах фактора 2 с оценкой, полученной по данным космического аппарата RHESSI. В этом случае в пропущенном RHESSI пике импульсной фазы вспышки реализовалось около 40% энергетики нетепловых электронов от полной энергетики нетепловых электронов, ускоренных за всю вспышку. Наша оценка сверху примерно соответствует оценке, полученной ранее для другой гигантской вспышки 4 ноября 2003 г., произошедшей в той же активной области. Эта оценка выглядит завышенной, поскольку превышает оценку величины свободной магнитной энергии (2.9х10^33 эрг), содержащейся во вспышечной области, а также оценки полной болометрической светимости Солнца за время вспышки 4-6х10^32 эрг. Также, на основе измерения пикового спектра энергичных электронов в точке Лагранжа L1 системы Солнце-Земля посредством детекторов на борту КА Wind получена оценка количества и энергии ускоренных электронов, испущенных Солнцем во время рассматриваемой вспышки. Это количество оказалось в несколько раз меньше, чем количество электронов во вспышечной области, что не противоречит оценкам, полученным для других событий. Таким образом, можно заключить, что несмотря на свою общую огромную энергетику, рассмотренная гигантская солнечная вспышка не выбивается из общих представлений. По всей видимости, запасенной магнитной энергии во вспышечной области было достаточно для объяснения ее трансформации в другие каналы энергии, в частности, в кинетическую энергию ускоренных электронов (5-10% от энергетики всей вспышки). Полученная информация о потоках энергичных электронов в межпланетной среде в этом гигантском событии используется нами в моделировании телескопа солнечных энергичных частиц, разрабатываемого в рамках проекта. По результатам проведенных работ была подготовлена и передана в редакцию журнала Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics статья: Nizamov B.A., Zimovets I.V., Golovin D.V., Sanin A.B., Litvak M.L., Tretyakov V.I., Mitrofanov I.G., Kozyrev A.S. New estimation of non-thermal electrons energetics in the giant solar flare on 28 October 2003 based on Mars Odyssey observations. https://arxiv.org/abs/1804.00313

Аннотация результатов, полученных в 2018 году
В рамках работ второго года проекта изготовлен и прошёл первичные проверки работоспособности макет ионного анализатора ПИКА, в ходе которых было подтверждено функционирование детектора макета и определено энергетическое разрешение ΔE/E электростатического анализатора, составившее 10%, что соответствует расчетным параметрам. При создании лабораторного макета удалось достичь его целевых характеристик в части массы и габаритов. Масса функционального макета (с электроникой для работы детектора и технологическими кабелями) составила около 365 грамм. Габаритные размеры составили 92*97*76 мм, при этом стоит учесть, что прибор в лётной конфигурации должен быть оснащен платами электроники с каскадами питания, интерфейса и управления. Тем не менее, в корпусе прибора осталось незадействованное пространство, которое может быть использовано для размещения части электроники, а также существует возможность небольшого увеличения высоты блока, что позволит разместить всю электронику в корпусе прибора с сохранением возможности установки прибора в составе наноспутников формата CubeSat-1U. Изготовлен и прошёл первичные проверки работоспособности макет электронного анализатора ЭКОС. В ходе первичных проверок было подтверждено функционирование координатно-чувствительного детектора макета, определено пространственное разрешение детектора, составившее не менее 11 линий, что позволит достичь требуемых аналитических характеристик прибора. При создании лабораторного макета удалось уменьшить его характеристики в части массы и габаритов. Масса функционального макета (с электроникой для работы детектора и технологическими кабелями) оценивается в 450 грамм, и будет уточнена после завершения очередного этапа предварительных проверок. Габаритные размеры составили 95*72*57 мм. Прибор в лётной конфигурации должен быть оснащен платами электроники с каскадами питания, интерфейса и управления. Существует возможность небольшого увеличения высоты и ширины блока для размещения всей электроники в корпусе прибора с сохранением возможности установки прибора в составе наноспутников формата CubeSat-1U. Для ускорения процессов настроек лабораторных макетов и упрощения определения их аналитических характеристик разработано специальное программное обеспечение, позволяющее осуществлять управление составными частями рабочего места для функциональных испытаний макетов ПИКА и ЭКОС и проводить их испытания в автоматизированном режиме. Изготовлен прототип Макета протонной части телескопа солнечных энергичных частиц (МПЧ ТСЭЧ). Протестировано несколько вариантов геометрии канавки для крепления оптоволокна к шайбам сцинтиллятора. Изготовлены и протестированы сцинтилляционные пластины. Проведены измерения однородности светосбора и световыхода. Исследована температурная зависимость эффективности регистрации кремниевых фотоумножителей (SiPM). Построены калибровочные кривые для настройки напряжения смещения. Разработан ряд программных инструментов на базе CERN ROOT и pandas для считывания и обработки результатов измерений. Прототип МПЧ ТСЭЧ протестирован на космических мюонах и на калибровочном источнике бета-излучения. Все тесты проводились в термостатированном шкафу, изолированном от внешнего освещения. При измерениях на космических мюонах получено равномерное распределение количества событий и энерговыделение на событие в разных слоях детектора. Этот результат согласуется с ожиданиями, так как высокоэнергетические космические мюоны являются минимально ионизирующими частицами и проходят детектор насквозь без существенной потери энергии. При измерении энергичных электронов (лабораторный источник Sr-90, максимальная энергия 2.8 МэВ) во входном слое получены характерные амплитудные спектры. Предварительные испытания показывают работоспособность изготовленного прототипа. Закончено первое наблюдательное статистическое исследование связи между вспышечными источниками жесткого рентгеновского (ЖР; ≥50 кэВ) излучения, наблюдаемыми космическим аппаратом RHESSI, и вертикальными электрическими токами на фотосфере (ВЭТФ), рассчитанными с использованием 720-секундных векторных магнитограмм HMI/SDO, за 24-ый цикл солнечной активности. На выборке из 48 вспышек (от C3.0 до X3.1), наблюдавшихся на солнечном диске обоими инструментами в 2010-2017 гг., установлено, что в 88% событий по крайней мере один ЖР источник находится на периферии области сильного (jr>10^4 статампер/см^2) ВЭТФ в форме лент, вытянутых преимущественно вдоль нейтральной линии, или островов. Значения максимальной плотности ВЭТФ под ЖР источниками во всех исследованных областях были в диапазоне (0.03-2)х10^5 статампер/см^2. Не обнаружено значимой корреляции между интенсивностью ЖР источников, плотностью ВЭТФ и полным ВЭТФ под ними. Посредством сопоставления послевспышечных и предвспышечных карт ВЭТФ не обнаружено свидетельств существенной диссипации ВЭТФ в областях, соответствующих ЖР источникам. В некоторых случаях обнаружено усиление ВЭТФ за время вспышки. Результаты подтверждают выводы более ранних исследований о том, что ЖР источники имеют тенденцию располагаться преимущественно на периферии областей сильных ВЭТФ. В совокупности результаты не поддерживают концепцию ускорения электронов индуцированным продольным электрическим полем в подножиях вспышечных петель. Присутствие лент и островов надфоновых ВЭТФ указывает на наличие “сгустков” свободной магнитной энергии в АО. Вспышка и ускорение частиц происходит в окрестности этих “сгустков”. Однако как конкретно это происходит предстоит выяснить в дальнейшем. Детально исследована ограниченная (без развитой эрупции) солнечная вспышка М1.2 класса, произошедшая 15 марта 2015 г., сопровождавшаяся ускорением электронов (до энергии ~0.1-1.0 МэВ) и нагревом плазмы (до температуры ~40 МК) в магнитной арке, вытянутой вдоль фотосферной нейтральной линии (НЛ). Цель работы состояла в определении физических условий области вспышечного энерговыделения на основе анализа динамики магнитного поля и электрических токов в импульсной фазе вспышки вблизи НЛ и областей высыпания ускоренных электронов в плотные слои солнечной атмосферы. Для анализа использованы новые векторные магнитограммы HMI/SDO со скважностью 135 с, позволяющие произвести исследование динамики магнитного поля на временных масштабах импульсной фазы. Ранее эти данные не использовались для такой цели. Показано, что в процессе развития вспышечного энерговыделения произошло усиление горизонтальной компоненты магнитного поля и полного вертикального электрического тока на фотосфере (ВЭТФ) вблизи НЛ. При этом наблюдался рост площади областей сильного ВЭТФ, а средняя (по области) плотность ВЭТФ при этом падала. Источники оптического и жесткого рентгеновского излучения вспышки располагались вблизи областей сильного горизонтального магнитного поля, сильных ВЭТФ и градиента вертикальной компоненты магнитного поля (>1 кГс/Мм). Показано, что движение вспышечных лент, видимых в ультрафиолетовом канале AIA/SDO 1700 А, соответствует появлению новых областей сильного ВЭТФ. При расширении, ленты входили в области с более вертикальным магнитным полем. Используя результаты экстраполяция магнитного поля в рамках нелинейного бессилового приближения, удалось установить следующее. Во-первых, до начала вспышки конфигурация магнитного поля исследуемой области представляла собой систему скрещенных над НЛ магнитных петель с большим широм (до 80 градусов), часть из которых перезамкнулась во время вспышки и образовала вытянутую вдоль НЛ и скрученную структуру типа магнитного жгута. Во-вторых, некоторые ближайшие к НЛ силовые линии магнитного поля в процессе развития вспышки стали короче и ниже. На основе этих результатов сделан вывод, что выявленная динамика магнитного поля, электрических токов и источников электромагнитного излучения вспышки являются результатом магнитного пересоединения в токовом слое с сильной (около 1200 Гаусс) продольной компонентой магнитного поля над фотосферной НЛ. Сделаны оценки физических характеристик токового слоя, в частности, электрического поля в нем. Установлено, что ускорение электронов до наблюдаемых энергий вполне могло осуществляться этим электрическим полем. Причина сдерживания полноценной эрупции магнитного жгута в этой вспышечной области требует дальнейшего исследования. На данный момент в изданиях индексируемых WoS или Scopus опубликовано 4 работы с результатами проекта, кроме того, 2 работы проходят рецензирование в редакциях журналов из списка WoS и Scopus. Во время представления достигнутых результатов проекта на научных мероприятиях, несколько организаций: Лаборатория «Астрономикон», «Самарский национальный исследовательский университет имени академика С.П. Королева», проявили интерес к установке разрабатываемых прототипов приборов ПИКА и ЭКОС на создаваемые ими наноспутники. В настоящий момент ведутся переговоры о технических возможностях для реализации данной задачи.

Аннотация результатов, полученных в 2019 году
I. Приборная часть Проекта За отчетный период мы провели работы по разработке и функциональным испытаниям прототипов трех приборов комплекса измерений и мониторинга космической плазмы и корпускулярного излучения Солнца: (а) Плазменного ионного компактного анализатора ПИКА, (б) Электронного компактного спектрометра ЭКОС, (в) Телескопа солнечных энергичных частиц ТСЭЧ. I.а. Плазменный ионный компактный анализатор ПИКА Для плазменного анализатора было завершено изготовление лабораторного прототипа, проведены функциональные испытания, определены аналитические характеристики созданного лабораторного прототипа прибора. Изготовленный прототип прибора включает в себя: компактный фильтр скоростей (фильтр Вина), электростатический цилиндрический анализатор, детектор на основе ВЭУ-6, оснащенный платой электроники с зарядочувствительным усилителем. Проведенные испытания показали, что энергетическое разрешение прибора составляет 10%, массовое разрешение прибора М/ΔМ зависит от регистрируемой энергии частиц и меняется от 10 для 500 эВ до 3.5 для 5000 эВ. Изготовленный прототип прибора имеет габариты 93x93x51 мм и вес 365 грамм. Проведенные испытания показали реализуемость и работоспособность предложенной электронно-оптической схемы. Изготовленный прототип прибора обладает необходимыми характеристиками, достаточными для регистрации протонов и альфа частиц солнечного ветра с высокой достоверностью. Полученные характеристики могут быть улучшены при использовании электростатического анализатора с более узким энергетическим разрешением ΔЕ/Е. I.б. Электронный компактный спектрометр ЭКОС Для спектрометра электронов на основании ранее разработанных компьютерных и конструкторских моделей было завершено изготовление составных частей лабораторного прототипа прибора, проведены испытания его детектора, произведена сборка и настройка прибора и проведены функциональные испытания, позволившие установить основные аналитические характеристики лабораторного прототипа прибора. Проверка функционирования координатно-чувствительного детектора прибора показала, что изготовленный детектор позволяет разрешить ~10 полос в каждом из измерений. Энергетическое разрешение изготовленного лабораторного прототипа прибора составило ~30%, что соответствует компьютерной модели прибора. Диапазон одномоментно регистрируемых энергий составил от Ео до 4.5Ео, где Ео – минимальная энергия частиц, регистрируемых детектором прибора при заданных потенциалах на оптике. Эти результаты также соответствуют параметрам, полученным при компьютерном моделировании. Изготовленный прототип прибора имеет габариты 95х72х57 мм и вес 325 грамм. Анализ экспериментальных данных показал, что достигнутые на изготовленном прототипе характеристики позволяют проводить анализ потока электронов с точностью, необходимой для решения поставленных перед прибором задач. При этом, аналитические характеристики прибора могут быть улучшены за счет повышения точности изготовления деталей энерго-анализатора. I.в. Телескоп солнечных энергичных частиц ТСЭЧ За отчетный период была произведена сборка макета Телескопа солнечных энергичных частиц и проведены проверки его функционирования с использованием лабораторной электроники. Выполненные проверки основаны на регистрации мюонов космических лучей и анализе результатов измерений. Были разработаны две методики измерений: в дифференциальном (поштучный счет частиц) и интегральном (накопление сигнала за определенный интервал времени) режимах. В дифференциальном методе рассмотрены две возможности: 1) определение полной формы импульса сигнала, 2) определение ширины импульса сигнала. Применение разработанных методик к анализу полученных данных продемонстрировало корректность функционирования изготовленного прототипа прибора. Прототип прибора способен измерять протоны и электроны в диапазонах энергии ~10-100 и ~1-10 МэВ соответственно. Показано, что относительная точность восстановления энергии частиц одного сорта в дифференциальном режиме составляет 5%, в интегральном 7%. Предварительный анализ показывает, что точность определения энергии частиц при одновременной регистрации протонов и электронов не должна быть ниже 10%, что удовлетворяет исходным требованиям к прототипу. Также были разработаны, изготовлены и испытаны прототипы новых электронных плат, обеспечивающих регистрацию сигналов со сцинтилляционных детекторов телескопа. Электронные платы включали в себя набор кремниевых фотоумножителей (SiPM), подключенных к зарядочувствительным усилителям, а так же систему зарядочувствительных усилителей и компараторов, позволяющих усиливать сигнал с SiPM и проводить оцифровку и определение длительности импульса с использованием лабораторных АЦП и устройств цифрового ввода. Проведенные лабораторные испытания электронных плат показали их работоспособность и возможность применения в составе разрабатываемого прибора. Дополнительно была выполнена разработка чертежей ТСЭЧ в возможном компактном исполнении, включая собственный блок электроники. На основе этих чертежей сделан вывод, что возможно изготовление компактного прибора с габаритами 93,4х85,0х84,0 мм и массой в пределах 800 г. Такие масса-габаритные характеристики позволяют в дальнейшем размещение летного образца прибора на микро- и наноспутниках, включая платформу Cubesat. II. Научно-исследовательская часть За отчетный период проведен ряд поисковых работ и получены следующие новые научные результаты в области исследования вспышечно-активных областей Солнца: II.а. Продолжение детального исследования вспышки 15 марта 2015 г. (см. Sharykin et al., ApJ, 2018, 2020) с целью определения возможных причин подавления эрупции и отсутствия коронального выброса массы (КВМ): Разработана методика выделения магнитных жгутов во вспышечно-активной области Солнца на основе экстраполяции магнитного поля в корону в нелинейном бессиловом приближении с использованием 135-секундных векторных фотосферных магнитограмм HMI/SDO. Методика основана на построении и анализе карт функции скрученности магнитного поля и 3D визуализации силовых линий магнитного поля и областей повышенного электрического тока. Рассчитанные карты на фотосфере позволили отождествить 6 областей повышенной скрученности (>1.5), которые удалось ассоциировать с тремя магнитными жгутами. Была изучена зависимость средней скрученности от времени в подножиях каждого жгута. По 3D восстановлению силовых линий определены высоты жгутов. Установлено, что задолго до вспышки высоты всех трех жгутов не превышали 12 Мм над фотосферой. Примерно за полчаса до начала импульсной вспышки один из жгутов увеличил высоту до 21 Мм, что сопровождалось появлением “горячего канала” по EUV изображениям AIA/SDO над линией инверсии магнитной полярности в предимпульсной фазе вспышки. После вспышки длины жгутов лишь немного изменились относительно изначальных (7, 9 и 16 Мм), что свидетельствует об отсутствии эрупции. Как было показано в работах (Sharykin et al., 2018, 2020, ApJ), выполненных в рамках Проекта, взаимодействие двух из этих жгутов посредством “tether-cutting magnetic reconnection” (TCMR) инициировало вспышечный процесс энерговыделения. На основе экстраполяции магнитного поля в потенциальном приближении был рассчитан индекс спада (nd) горизонтальной компоненты поля во всей области для всех моментов времени вспышки с шагом 135 с. На основе выполненного анализа индекса спада мы пришли к выводу, что тороидальная неустойчивость магнитных жгутов не имела места, поскольку все время жгуты находились под поверхностью nd=1.3, в то время как самые оптимистичные оценки показывают, что критический индекс спада для развития неустойчивости должен превышать 1.35. II.б. Исследование распределений плотности вертикальных электрических токов во вспышечно-активных областях Солнца, исследованных в работе (Zimovets et al., 2020, ApJ) Мы выполнили анализ функции плотности вероятности (PDF) абсолютного значения плотности фотосферных вертикальных электрических токов (|jz|) в 48 активных областях с 2010 по 2015 гг., исследованных на прошлом этапе Проекта (Zimovets et al., ApJ, 2020), в моменты времени до и после вспышки. Вычисление |jz| выполнено посредством применения дифференциальной формы теоремы о циркуляции магнитного поля (закона Ампера) к фотосферным векторным магнитограммам инструмента HMI/SDO. Показано, что для исследованных активных областей PDF(|jz|), в первом приближении, может быть аппроксимирована моделью, состоящей из сложенного нормального распределения в области низких значений (|jz| < 9000 статампер/см2) и спадающей степенной функции при более высоких значениях. Методом наименьших квадратов для всех областей получены параметры модели, построены гистограммы их распределения, рассчитаны математические ожидания и среднеквадратические отклонения. Систематических изменений параметров модели за время вспышки не обнаружено. Явной связи параметров с классом вспышки, а также с магнитным классом Хэйла не найдено в рамках использованного подхода для рассмотренной ограниченной выборки вспышек и активных областей. Приведены аргументы в пользу предположения, что сложенное нормальное распределение в области низких значений представляет шум в данных, тогда как степенной “хвост” может отражать характер процессов генерации токов в активных областях Солнца.