Принят 29 марта 2016 г. 

1. М.С. Чубей1, А.Г. Тлатов2
НАБЛЮДЕНИЯ СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЫ И ГЕЛИОСФЕРЫ НА ОРБИТАЛЬНОЙ СТЕРЕОСКОПИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ
1Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия.
2Горная астрономическая станция ГАО РАН, Кисловодск, Россия

Опыт и результаты стереометрических исследований активности Солнца по программе полета космических аппаратов STEREO NASA доказывают перспективность организации орбитальной службы Солнца для решения проблемы солнечно-земных связей.

Наземный опыт применения гелиографа и спектрогелиографа для наблюдения проявлений активности процессов на Солнце, несмотря на высокий уровень теории и достигнутый уровень разрешения изображений исследуемых деталей с введением в работу все более совершенных башенных телескопов, имеет существенные ограничения в виде проблем очистки от влияния атмосферы, невозможности наблюдать Солнце с существенно различных сторон, без погодных ограничений.

В проекте создания Орбитальной Звездной Стереоскопической Обсерватории (ОЗСО) [1] есть необходимость и возможность использовать высокоточный датчик Солнца, роль которого может выполнить гелиограф. Устойчивое положение космических аппаратов устанавливаемых в окрестности точек Лагранжа L4, L5 позволит проводить непрерывные наблюдения процессов на самом Солнце и в его окрестности на расстоянии до 20 радиусов Солнца, – для решения фундаментальных задач солнечной физики и для прикладных задач прогноза космической погоды.

[1]. М.С. Чубей. Орбитальная Звездная Стереоскопическая Обсерватория. // Космонавтика и Ракетостроение, 1(80), 2015, 138–147.


 

Принят 30 марта 2016 г.

2. Г.С. Минасянц1, Т.М. Минасянц1, В.М. Томозов2
ИССЛЕДОВАНИЕ СВОЙСТВ ПОТОКОВ СОЛНЕЧНЫХ УСКОРЕННЫХ ЧАСТИЦ С ПОМОЩЬЮ ЭНЕРГЕТИЧЕСКИХ СПЕКТРОВ
1Астрофизический институт им. В.Г. Фасенкова НАН РК (АФИФ), г. Алматы, Казахстан
2Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия,
gennadii_minasya@mail.ru; tom@iszf.irk.ru

С помощью энергетических спектров ионов H, He, C, O и Fe исследуется развитие солнечных вспышечных потоков в широком интервале энергии (0.04-287.23) MeV/n с разрешением по времени 1 час. Использовались данные, полученные на различных космических аппаратах. Выявлено существование двух различных стадий в развитии вспышечных потоков: возмущенной и спокойной. Типичной формой энергетических спектров для возмущенной стадии является присутствие искажений в виде дугообразных изгибов. Спокойная стадия потоков характеризуется постепенным уменьшением количества вспышечных частиц со спектрами энергии в виде гладких кривых. Обнаружено несколько случаев присутствия резких изломов в спектрах ионов в области энергии 1.5-2.5 MeV. Установлено, что возможно такое поведение энергетических спектров связано с влиянием усиленных потоков протонов с энергиями > 60 МэВ и интенсивностью более 102 p/(cm2s sr), ускоренных ударными волнами КВМ. В семи интервалах энергии со средними значениями от 0.06 до 75.69 MeV/n с помощью энергетических спектров определены отношения Fe/O для импульсных событий, явлений солнечных космических лучей и длительных ускоренных потоков частиц. На основе сравнения моделей разных процессов ускорения частиц, а также с учетом влияния FIP-эффекта, представлено качественное объяснение поведения Fe/O с энергией ионов рассмотренных классов событий.


 

Принят 5 апреля 2016 г   

3.  В.А. Котов
О ПРИЧИНЕ СОЛНЕЧНОГО СЕКТОРНОГО МАГНЕТИЗМА
ФГБУН КРАО РАН РАН, п. Научный, Республика Крым, Россия,
vkotov43@mail.ru

В 1968-2015 гг. КрАО и шесть других обсерваторий почти ежедневно регистрировали общее магнитное поле (ОМП) Солнца по эффекту Зеемана спектральных линий поглощения. В результате многолетнего общего эксперимента получено более 25 тыс. суточных значений среднего продольного поля видимой полусферы.

Показано, что поле меняется с периодом PS   = 13.458(3) сут, который вдвое короче известного 27-суточного. Средняя кривая изменения - почти идеальная синусоида с гармонической амплитудой 0.13 Гс. Игнорируя 11(22)-летний цикл и дифференциальное вращение, вариация PS сохраняла начальную фазу на протяжении 48 лет, что позволяет считать её основой устойчивого вращения 2- и 4-секторных структур ОМП и крупно-масштабного поля фотосферы.

Объяснение PS  -периодичности в том, что она отражает не вращение, а глобальное колебание поля, связанное с динамикой Солнечной системы. И показано, что общий «синхронизирующий» период движений главных тел системы, PP = 13.458(1) сут, совпадает с PS. Сделан вывод, что секторная структура есть суперпозиция колебаний ОМП (индуцированных, в частности, движением планет) с периодами  PS = PP и 2PS и вращения крупномасштабного поля. Новое периодическое явление в состоянии объяснить возникновение секторной структуры вместе с её особенностями. Резонанс же магнитного Солнца и планетной системы можно понять, наверное, на основе теории резонансов и приливного взаимодействия, и с привлечением «квантовой» модели Солнца. И придётся, по-видимому, допустить существование когерентных, с периодом PP, слабых гравитационных возмущений (подобных φ -волнам Дикке), действующих в пределах системы.


 

Принят 7 апреля 2016 г   

4.  В.А. Котов
ВРАЩЕНИЕ СОЛНЦА И ДВИЖЕНИЕ ПЛАНЕТ
ФГБУН КРАО РАН РАН, п. Научный, Республика Крым, Россия,
vkotov43@mail.ru

Для объяснения секторного магнетизма и скорости вращения Солнца рассмотрены движения планет и крупных спутников, - от Меркурия и Венеры до Плутона с Хароном, - а также данные об общем магнитном поле Солнца (ОМП, 1968-2015 гг.). Резонанс-спектр движений показал, что их «синхронизирующий» период,

PG  = 13.458(1) сут,

совпадает с периодом секторной структуры

PS  = 13.458(3) сут

(амплитуда вариаций ОМП составляет 0.13 Гс, значимость резонанса ).

Рассматривались сидерические движения, поэтому PS надо связать с колебанием ОМП, обусловленным динамикой Солнечной системы, и считать PG = PS фундаментальным периодом, вызванным когерентными колебаниями гравитационного поля (возможно, осцилляциями G). Они приводят к флуктуациям движений носителей солнечного электричества и изменениям ОМП с периодами ≈ PS ≈ 13.5 сут и ≈ 2PS ≈ 27 сут.

Резонанс PG - PS помогает понять, почему орбитальный период Земли PE ≈ 27PG ≈ (13/8)PV  ≈ (3/2)PVR  ≈  365 сут (PV ≈ 225 сут и PVR  ≈ 243 сут - орбитальный и осевой периоды Венеры), - у Марса и Юпитера орбитальные периоды ≈ 51PG и ≈ 322PG  соответственно, - Луна вертится относительно звёзд с периодом ≈ 2PG ≈ 27 сут, - Меркурий движется вокруг Солнца с периодом PM ≈ (13/2)PG ≈ 88 сут, одновременно крутясь с периодом ≈ (13/3) PG ≈ 59 сут, - Солнце на экваторе вращается с сидерическим периодом ≈ (2/7)PM ≈ (13/7)PG ≈ 25 сут, - Диона, Рея, Титан, Япет, Умбриэль и Оберон движутся с периодами ≈ PG/5, ≈ PG/3, ≈ (6/5)PG, ≈ 6PG, ≈ (4/13)PG и ≈ PG соответственно, а Ганимед, Плутон и Харон вертятся с периодами ≈ PG/2, - Венера же, кружась с периодом ≈ 18PG, повёрнута к нам одной и той же стороной в нижних (верхних) соединениях. Суточное вращение Земли (период PER ≈ 1 сут) находится с её годовым движением и PG  в голографической связи

PE/PG ≈ 2PG /PER ≈ 33,

тогда как PG, осевые периоды Земли и Венеры и когерентного космического колебания, P0 = 0.11111813(14) сут, подчинены соотношениям:

Отношение PG/P0 ≈ 112, где 11 - размерность супергравитации, и с 4-мерием пространства-времени приходим к формулам Саншеза:

112 + 42 = 137,

1372 + p 2 ≈ a2,

где электрическая константа a ≡ a -1 ≈ 137.036, и a ≡ e2/hc - постоянная тонкой структуры.

Новое явление открывает путь для объяснения стабильности Солнечной системы. И особый смысл приобретает вращение Солнца. Потому что при наблюдениях именно с Земли период его экватора ≈ 2PG  ≈ 27 сут. Это делает неизбежным вывод об особом статусе Земли и торжестве обратного антропного принципа, осуществлённого в нашей планетной системе. Вывод ставит под сомнение наивный анти-антропоцентрический взгляд на Мироздание.


 

Принят 14 апреля 2016 г   

5.  А.В. Степанов1, В.В. Зайцев2
ВСПЫШЕЧНОЕ ЭНЕРГОВЫДЕЛЕНИЕ В ЧАСТИЧНО ИОНИЗОВАННОЙ ПЛАЗМЕ АТМОСФЕР СОЛНЦА И ЗВЁЗД
1Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург,
2 Институт прикладной физики РАН, Нижний Новгород

Современные наблюдения Солнца свидетельствуют о противоречиях в "стандартной" модели вспышки, подразумевающей первичное энерговыделение в короне и нагрев хромосферы потоками энергичных частиц, ускоренных в короне. Так, наблюдения на New Solar Telescope BBSO указывают на возможность вспышечного энерговыделения в хромосфере in situ (Haisheng Ji et al. ApJ 2012; Sharykin & Kosovichev ApJ Lett 2014). Более того, Sharykin et al. (ApJ 2015) показали, что гелиосейсмическое возмущение и сам вспышечный процесс не являются результатом нагрева плотных слоев атмосферы электронами, ускоренными в короне. В рамках "стандартной" модели не решается и проблема значительного числа ускоренных электронов при вспышке.

Предложенный нами механизм ускорения частиц и нагрева хромосферы in sutu, основанный на неустойчивости Рэлея-Тейлора в магнитном поле (Zaitsev & Stepanov Solar Phys. 2015), в значительной мере устраняет противоречия "стандартной" модели. В развитие данной идеи определены параметры плазмы хромосферы и электрического тока, при которых электроны ускоряются сверх-драйсеровскими электрическими полями.

Обсуждаются возможности ускорения электронов в частично ионизованной плазме атмосфер ультрахолодных звёзд.


 

Принят 18 апреля 2016 г   

6.  В.А. Котов, В.И. Ханейчук
ПУЛЬСАЦИИ СОЛНЦА В 2015 ГОДУ
ФГБУН КРАО РАН РАН, п. Научный, Республика Крым, Россия,
vkotov43@mail.ru, han@craocrimea.ru

Обработаны измерения лучевой скорости фотосферы Солнца, выполненные в 2015 г. на Башенном солнечном телескопе им. акад. А.Б. Северного (в течение 45 дней, в сумме 232 ч). Они подтвердили явление глобальных колебаний Солнца с периодом около 1/9 среднесолнечных суток, а их добавление к предыдущим данным позволило уточнить период: P1 = 9597.929(15) с. Последний существенно отличается от периода P0 = 9600.606(12) с, наблюдавшегося первые девять лет, с 1974 г. по 1982 г., крымского эксперимента.

Предполагается, что колебание P0 - космологическое, поскольку такой же период наблюдался в вариациях блеска некоторых внегалактических источников (Котов и Лютый, 2010), и он связывает вместе выражения для энергий трёх фундаметальных сил природы: электромагнитной, гравитационной и слабой  (Саншез и Котов, 2013). Отмечено, что биения P0 и P1 происходят с периодом 398.4 (2.8) сут, совпадающим в пределах ошибки с синодическим периодом Юпитера 398.9 сут. Если космологические глобальные колебания Вселенной реальны, то за время существования солнечной системы - около 5 млрд. лет - их влияние могло привести к синхронизации cс ними некоторых процессов системы. Это объясняет также наблюдаемую картину пространственного распределения планетных орбит, кратную c · P0 19.2 а.е. (c - скорость света), а также наличие самих колебаний P0 и P1 у Солнца и периодичности P0 в окружающем пространстве (Котов и Ханейчук, 2011; Котов, 2013).

Литература

Котов В.А. // Изв. Крым. астрофиз. обсерв. 2013. Т. 109. № 3. С. 195.
Котов В.А., Лютый В.М. // Изв. Крым. астрофиз. обсерв. 2010. Т. 106. № 1. С. 187.
Котов В.А., Ханейчук В.И. // Изв. Крым. астрофиз. обсерв. 2011. Т. 107. № 1. С. 99.
Саншез Ф.М., Котов В.А. // Изв. Крым. астрофиз. обсерв. 2013. Т. 109. № 3. С. 199.


Принят 12 мая 2016 г. 

7. Т.Е. Вальчук
ГЕОМАГНИТНЫЕ БУРИ ТЕКУЩЕГО 24 ЦИКЛА И ИХ ГЕЛИОФИЗИЧЕСКИЕ ИСТОЧНИКИ
ИЗМИРАН им. Н.В. Пушкова РАН, Москва, г. Троицк, Россия,
valchuk@izmiran.ru

По данным геомагнитной обсерватории "Москва" исследованы магнитные бури (МБ) текущего 11-летнего цикла солнечной активности (СА) с 2010 г. по 2015 г. Этот период времени охватывает завершение минимальной фазы 11-летнего цикла СА №23 – это 2010 год. Начало ветви роста чисел Вольфа W в 24 цикла СА – это 2011 год, первый максимум чисел Вольфа W – 2012 год, 2013 год – первый минимум в ходе чисел Вольфа в 24 цикле СА, предвосхитивший провал W в фазе максимума, продлившийся до 2014 года, 2015 год – второй максимум в ходе W, который завершился в настоящее время переходом к ветви спада 24 цикла. Достижение минимума чисел Вольфа по предварительным оценкам – 2020 год. Целью настоящей работы является отождествление гелиофизических источников СА и их проявлений в околоземном космосе по совокупности данных, полученных как наземными обсерваториями, так и с помощью космических миссий. Произведена классификация геомагнитных бурь в зависимости от их источников на Солнце. Протекание характеристических 4 выделенных нами типов магнитных бурь на Земле обусловлено именно различием источников СА. Такое рассмотрение позволяет оценить преимущественные тенденции в проявлениях мощных геомагнитных возмущений, обусловленных конкретными типами проявлений СА. Типизация магнитных бурь в зависимости от источников солнечной активности будет развита и продолжена по мере поступления данных в 2016 году, в фазе перехода к ветви спада 24 солнечного 11-летнего цикла.


Принят 12 мая 2016 г. 

8. М.И. Рябов, А.Л. Сухарев
СВОЙСТВА МУЛЬТИПЕРИОДИЧНОСТИ И ДИСКРЕТНОСТИ СОЛНЕЧНЫХ ЦИКЛОВ
Одесская обсерватория "Уран-4" Института радиоастрономии НАН Украины

В настоящее время общепринятым является представление солнечных циклов по среднемесячным данным и сглаженных значений по различным индексам от всего солнечного диска. Подобное статистическое представление создает иллюзию монотонного изменения индексов и представлений о единстве проявления солнечной активности от всего солнечного диска.

Рассматривались ежедневные и среднемесячные индексы суммарной площади групп пятен-SpN и SpS (1875-2016 гг), чисел Вольфа WN и WS (1940-2016 гг) , вспышечного индекса FN и FS (1974-2006 гг). Данные индексы взаимно дополняют друг друга представляя мощность и число центров активности, вспышечные процессы. В тоже время ежедневные наблюдательные данные свидетельствуют о наличии дискретных свойств проявлений свойств солнечного цикла.

В данной работе проведено обобщение ранее представленных работ на основе данных активности северного (N) и южного полушария (S), полученных методом вейвлет анализа и полосовой Фурье фильтрации. На их основе показано существование «скрытых» свойств солнечных N и S циклов, которые ранее не учитывались.

В числе обнаруженных различий N и S циклов: время начала и конца, свойства дискретности, динамика основных периодов, временные интервалы последовательного и совместного проявления, время максимумов, время «сбросов» и «синхронизации». Существенным является различие набора квазипериодических процессов формирующих активность северного и южного полушарий Солнца и формирующихся на различных уровнях конвективной зоны.

Физически обоснованным является представление солнечных циклов как проявления активности северного и южного полушария, что и должно быть основой прогнозирования и исследований характера проявления солнечно-земных связей.


Принят 15 мая 2016 г. 

9. Т.Е. Вальчук
СОПОСТАВЛЕНИЕ ЭЛЕМЕНТАРНЫХ ЦИРКУЛЯЦИОННЫХ МЕХАНИЗМОВ В АТМОСФЕРЕ СЕВЕРНОГО ПОЛУШАРИЯ С МАГНИТНЫМИ БУРЯМИ 24 ЦИКЛА СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ
ИЗМИРАН им. Н.В. Пушкова РАН, Москва, г. Троицк, Россия,
valchuk@izmiran.ru

Солнечно-земная физика, основателем которой в XX веке был первый директор ИЗМИРАН Н.В. Пушков (1903 г. - 1981 г.), в настоящее время обоснованно подтверждает взаимосвязь космических и земных процессов при всем их многообразии. Приток солнечной энергии к Земле является основным природным фактором, определяющим вариации земного магнитного поля, авроральных высыпаний, солнечных космических лучей, ионосферных параметров, а также все разнообразие климатических и погодных трансформаций в атмосфере - над сушей и водными пространствами Земли. Развитие техногенной цивилизации снабжает исследователей - гелиофизиков и метеорологов - поступлением информации он-лайн, это позволяет давать прогнозы геомагнитной активности на сайте ИЗМИРАН, метеопрогноз - в средствах массовой информации, а также проводить научные исследования по влиянию гелиофизических процессов солнечной активности, которые в наше время подробно регистрируются в околоземном космосе, в их влиянии на атмосферные процессы. В ИГ РАН Б.Л. Дзердзеевским и его последователями установлена смена циркуляционных режимов в атмосфере Земли, их чередование и воспроизводство. Календарь элементарных циркуляционных механизмов (ЭЦМ) в настоящей работе является основой для исследования солнечно-земных связей. Наша задача - сопоставить климато-погодные вариации в текущем 24 цикле солнечной активности в сравнении с каталогом магнитных бурь по данным магнитной обсерватории "МОСКВА". Только при тщательном анализе чередования магнитных бурь в сопоставлении с календарем ЭЦМ за длительные периоды могут быть выявлены характер и уровень воздействия Солнца на ЭЦМ северного полушария, которые определены с суточной дискретизацией. Поиск воздействия проявлений солнечной активности в виде магнитных бурь 24 цикла на атмосферные циркуляции, основанный на статистических оценках, позволяет сделать первые выводы о том, что смена ЭЦМ при протекании геомагнитных бурь способствует переходам более турбулентным формам ЭЦМ.


Принят 18 мая 2016 г. 

10. Б.И. Демченко, Л.И. Шестакова
ЭВОЛЮЦИЯ ОРБИТ ПЫЛЕВЫХ ЧАСТИЦ В ПРОЦЕССЕ СУБЛИМАЦИИ В F-КОРОНЕ СОЛНЦА
Астрофизический институт им. В.Г. Фесенкова (АФИФ), г. Алматы, Казахстан

По результатам наблюдений лучевых скоростей пыли в F-короне Солнца 29.03.2006 и 01.08.2008 получено, что граница полного испарения пыли находится на расстоянии от 6.5 до 9.2 солнечных радиусов (r) от Солнца [1].

С целью выбора подходящего силикатного материала мы провели моделирование орбитальной эволюции пылевых частиц различного химического состава в околосолнечной области в процессе испарения. Выбраны частицы обсидиана, базальта, астросиликата, разных видов оливина и пироксена с радиусами от 0.01 до 10 мкм. Расчеты температуры основаны на решении уравнения теплового баланса «поглощение-излучение» с учетом потерь на испарение. Оптические свойства рассчитаны по теории Ми для однородных сферических частиц в соответствии с индексами рефракции материала.

Моделирование орбитальной эволюции пылевых частиц проведено с учетом влияния давления радиации, солнечного ветра и эффектов торможения Пойнтинга-Робертсона. Получено, что область испарения частиц различного химсостава простирается от расстояний 2.2r для бедного железом р-обсидиана до 35 r для железосодержащего оливина. Лучше других наблюдениям удовлетворяют частицы базальта и «гибридного» оливина (MgFeSiO4) с материальными параметрами пироксена. В указанную область со стороны больших расстояний попадают крупные частицы «гибридного» пироксена (Mg1/2Fe1/2SiO3).

Согласно нашим расчетам, частицы радиусами в интервале от 0.04 до 0.6 мкм могут покидать Солнечную систему под действием светового давления после отрыва от родительского тела, если в момент отрыва окажутся за пределами зоны сублимации. Более мелкие частицы сближаются с Солнцем и испаряются. Более крупные частицы дрейфуют к зоне сублимации. После начала активного испарения они сначала выходят на высокоэллиптические орбиты, а затем полностью испаряются.

[1] Shestakova L.I., Demchenko B.I. Results of Observations of the dust distribution in the F-corona of the Sun Solar System Research, 2016, V.50, №2, P.143 – 160.


Принят 20 мая 2016 г. 

11. Г.С. Минасянц1, Т.М. Минасянц1, В.М. Томозов2
ФИЗИЧЕСКИЕ УСЛОВИЯ В СОЛНЕЧНОМ ВЕТРЕ И ИЗМЕНЕНИЯ ЗНАЧЕНИЙ Fe/O С ЭНЕРГИЕЙ ИОНОВ В ПЕРИОДЫ МИНИМУМА АКТИВНОСТИ ЦИКЛА
1Астрофизический институт им. В.Г. Фасенкова НАН РК (АФИФ), г. Алматы, Казахстан
2Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия,

Описаны источники энергичных частиц различной природы, определяющие физические условия в солнечном ветре в период минимума активности. На основе данных о поведении отношения Fe/O в различных интервалах энергий ионов определено влияние на физические условия в солнечном ветре таких дополнительных источников, как галактические космические лучи и их аномальная компонента в период минимальной активности Солнца. Минимальные значения отношения Fе/O в диапазоне низких энергий ~2-30 МэВ/н объясняются влиянием аномальной компоненты космических лучей. Влияние этой компоненты приводит к усилению интенсивности потоков ионов с высоким первым потенциалом ионизации - FIP (H, He, N, O), а элементы с низким FIP (C, Mg, Si, Fe), напротив, показывают ослабление потоков. В области более высоких энергий ионов (Ek > 30 МэВ/н) рост отношения Fе/O связан с определяющим влиянием галактических космических лучей на свойства солнечного ветра в условиях минимума активности Солнца.


Принят 24 мая 2016 г. 

12. И.П. Лопин
БЫСТРЫЕ МАГНИТОАКУСТИЧЕСКИЕ ПУЛЬСАЦИИ КОРОНАЛЬНЫХ МАГНИТНЫХ ТРУБОК СО СГЛАЖЕННЫМ РАДИАЛЬНЫМ ПРОФИЛЕМ ПЛОТНОСТИ
Уссурийская астрофизическая обсерватория ДВО РАН, Уссурийск, Россия,
lopin78@mail.ru

Квазипериодические вариации излучения вспышечной плазмы, наблюдаемые в микроволновом и рентгеновском диапазонах, часто связывают с модуляцией электромагнитного излучения различными типами магнито-гидродинамичсеких волн, генерируемых в корональных магнитных петлях. Одними из таковых являются быстрые магнитозвуковые (БМЗ) волны, вызывающие пульсации поперечного сечения трубки. Однако в рамках классической модели корональной петли с разрывом плотности на ее границе, дисперсионные свойства данного типа волн не могут убедительно объяснить соотношение периодов и добротность наблюдаемых колебаний. В частности, при типичных геометрических параметрах петель, возникающие БМЗ колебания должны быть в излучающем режиме (leaky mode) и, как следствие, быстро затухать. Высокая дисперсия волн (большие значения dVph/dk) не позволяет получить соотношения периодов, вычисленных на основе пространственно-разрешенных наблюдений. В данной работе исследуются дисперсионные свойства БМЗ волн для монолитной модели петли с непрерывным радиальным профилем плотности, более приближенным к реальной поперечной структуре корональной магнитной трубки. Получено, что значение волнового числа отсечки, разделяющего режимы излучающих и захваченных мод, уменьшается в трубках со сглаженным профилем плотности. Данный результат указывает на возможность существования захваченных БМЗ волн (trapped mode) при более низких значениях волновых чисел. Минимальное значение нормированного волнового числа отсечки наблюдается для профилей плотности, убывающих обратно пропорционально квадрату расстояния от оси трубки ~r-2, а его максимальные значения имеют место для классического профиля плотности с разрывом на границе. Кроме того, для профилей плотности убывающих как ~r-n с индексом n<2, БМЗ волны являются захваченными при любых значениях волнового числа. Построенные дисперсионные кривые для функции профиля плотности вида f(r)=((r/R)n+1)-1 указывают на наличие областей с малой дисперсией в диапазоне небольших значений волновых чисел. Данные области существуют как при Vph ≈ VAe, так и при Vph ≈ VAi. На основе полученных результатов приведены сейсмологические оценки физических условий в корональных петлях для ряда вспышечных событий.


Принят 26 мая 2016 г. 

13. В.Г. Нагнибеда
МИЛЛИМЕТРОВОЕ РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА
Санкт-Петербургский государственный университет, Санкт-Петербург, Россия
v.nagnibeda@spbu.ru

Доклад приурочен к 50-летнему юбилею РТ-22 КрАО – радиотелескопу мирового уровня, на котором были выполнены замечательные работы по изучению солнечного излучения миллиметрового диапазона вплоть до волны 2 мм. Дается краткий исторический обзор работ отечественных ученых по солнечной миллиметровой радиоастрономии. Отмечается особая важность таких работ, так как, в отличие от ультрафиолетового излучения, миллиметровое излучение, особенно его коротковолновая часть, генерируется как в горячих, так и в относительно холодных областях солнечной хромосферы, предоставляя тем самым возможность более полной диагностики хромосферной плазмы. Рассматриваются современные проблемы, в частности, в связи с планируемыми наблюдениями Солнца на радиоастрономической интерферометрической системе ALMA.


Принят 26 мая 2016 г. 

14. О.А. Голубчина
ИДЕНТИЧНОСТЬ СВОЙСТВ КОРОНАЛЬНОЙ ДЫРЫ НАД СЕВЕРНЫМ ПОЛЮСОМ СОЛНЦА 29.03.06 Г. И НИЗКОШИРОТНЫХ КОРОНАЛЬНЫХ ДЫР
Санкт-Петербургский филиал Специальной астрофизической обсерватории РАН, Санкт-Петербург, Россия
golubchina_olga@mail.ru

Наблюдение КД над северным полюсом Солнца 29.03.06 г. в см - диапазоне длин волн (1.03, 1.38, 2.7, 6.2, 13, 30.7 см) было выполнено на северо-восточном секторе РАТАН-600 методом «эстафеты» во время максимальной фазы (0.998) солнечного затмения. Для исследования радиоизлучения над северным полюсом Солнца центр диаграммы направленности антенны (ДНА) был смещён по высоте на Δh = +15 угл. мин. По данным наблюдения и его модельного представления были определены распределение яркостной температуры и электронной концентрации в северной полярной корональной области Солнца на λ = 1.03, 1.38, 2.7, 6.2, 6.3, 13, 30.7 см на расстояниях от 1-го до 2-х радиусов [1].

Как следствие этого возник вопрос: «Идентичны ли физические характеристики крупных низкоширотных КД и полярных КД?». Для ответа на этот вопрос были привлечены результаты наблюдений спокойного Солнца и низкоширотных КД на фоне спокойного Солнца, которые были получены ранее на РАТАН-600 в период минимума солнечной активности [2].

Совпадение яркостных температур спокойного Солнца и яркостных температур, найденных из «затменных» наблюдений КД на коротких волнах 1.03, 1.38, 2.7 см, свидетельствует о том, что на коротких волнах над северным полюсом Солнца КД не видна. Низкоширотные корональные дыры на фоне спокойного Солнца на коротких волнах радиоизлучения так же не видны.

При наблюдении солнечного затмения обнаружено резкое падение яркостных температур на волнах 6.2 см, 13 см, 30.7 см на интервалах расстояний (1.005-1.03) Rc (Rc - радиус оптического диска Солнца), что свидетельствует о регистрации наличия КД на этих волнах. Исследование низкоширотных КД также констатировало регистрацию КД, начиная с волн больших 4 см. Сравнение средних эмпирически согласованных модельных значений температур для низкоширотных КД с яркостными температурами вблизи лимба Солнца, полученными из наблюдений солнечного затмения, показало их совпадение на близких волнах [1].

Совпадение вышеперечисленных свойств сантиметрового радиоизлучения низкоширотных КД и КД над северным полюсом Солнца свидетельствует об идентичности природы крупных КД независимо от места их расположения на Солнце. На идентичность характеристик экваториальных и полярных КД было указано в работе [3] по наблюдению КД в белом свете (Skylab).

[1] Golubchina O.A., and Korzhavin A.N. Brightness Temperatures and Electron Density in the Solar Polar Coronal Region on the Basis of MW Observations // Geomagnetism and Aeronomy. v. 54, No. 8, pp. 1039-1044, 2014.

[2] Borovik V.N., Kurbanov M.S., Livshits M.A., and Ryabov B.I. Coronal holes again the quiet-Sun background: an analysis of RATAN-600 observations in the 2-32 cm wavelength range // Sov. Astron. v. 34, p. 522, 1990.

[3]. Richard H. Munro and Bernard V. Jackson. Physical properties of a polar coronal hole from 2 to 5 Rc // AJ. v.213, pp.874-886, 1977.


Принят 30 мая 2016 г. 

15. М.Г. Соколова, М.В. Сергиенко, Ю.А. Нефедьев
СОЛНЕЧНЫЕ НЕГРАВИТАЦИОННЫЕ ЭФФЕКТЫ В ЭВОЛЮЦИИ ОРБИТ МЕТЕОРОИДОВ
Казанский (Приволжский) федеральный университет, Казань, Россия

При изучении структуры и эволюции метеороидных роев, условий их пересечения с Землей и другими планетами помимо гравитационных возмущений учитывают действие негравитационного эффекта Пойнтинга-Робертсона. Под действием солнечного излучения происходит уменьшение момента количества движения метеороида, движущегося вокруг Солнца и изотропно переизлучающего солнечную радиацию. В результате большие полуоси и эксцентриситеты орбит метеороидов уменьшаются со временем:

Δα/Δt = -А(2+3е02)/ α0 (1-e02)3/2; Δе/Δt = -5Ае0/2α0 (1-e02)1/2,

где A=2,3x1011/δρ, δ, ρ, - радиус и плотность метеороида (СГС), α0 и е0 – начальные значения размера и формы его орбиты. Время τ, в течение которого эксцентриситет орбиты уменьшится до нуля, определяет время жизни метеороида:

τ = 9x106Cδρ, где C=α0(1-e02)/e04/5

В работе выполнено моделирование активности ряда наблюдаемых метеорных потоков кометного и предположительно астероидного происхождения в зависимости от массы метеороидов.

Работа выполнена при поддержке гранта РФФИ – 747.


Принят 30 мая 2016 г. 

16. Ч.Т. Шерданов, Е.П. Миненко, Б.Дж. Саттарова
ЛОКАЛИЗАЦИЯ КОРОНАЛЬНЫХ ЯРКИХ ТОЧЕК ДВУХ ТИПОВ ОТНОСИТЕЛЬНО ЛИНИИ РАЗДЕЛА ПОЛЯРНОСТЕЙ НА СОЛНЦЕ
Астрономический институт им. Улугбека АН РУз, Ташкент, Узбекистан

На основе синоптических карт исследована ориентация угла относительно солнечного экватора и локализация корональных ярких точек (КЯТ) относительно линии раздела полярности (ЛРП) на Солнце. Предварительные результаты показывают, что наклон углов КЯТ спокойного Солнца ориентирован, в большинстве случаев, - параллельно солнечному экватору, а для КЯТ активного Солнца распределен более случайном образом. Вопрос о локализации КЯТ обоих типов относительно активных образований и ЛРП не столь однозначен и требует более детального исследования.


Принят 31 мая 2016 г. 

17. Н.В. Карачик, Е.П. Миненко, С.П. Ильясов, Н.Е. Бердалиева
КОРОНАЛЬНЫЕ ЯРКИЕ ТОЧКИ И КРУПНОМАСШТАБНОЕ МАГНИТНОЕ ПОЛЕ
Астрономический институт Академии Наук Республики Узбекистан, Ташкент, Узбекистан
nina@astrin.uz

Корональные Яркие Точки (КЯТ) являются самыми многочисленными образованиями солнечной короны. По современным представлениям они связаны с компактными биполярными магнитными образованиями (биполями), наблюдаемыми на уровне фотосферы. По данным последних исследований связь биполей и КЯТ представляется более сложной чем думалось ранее: хотя исчезновение магнитных полярностей в результате их перезамыкания и является, по видимому, основным механизмом свечения КЯТ, выявлено, что более слабые крупномасштабные магнитные поля могут играть важную роль в процессе формирования и эволюции КЯТ. В данной работе представлены результаты изучения связи КЯТ с крупномасштабными магнитными полями Солнца в различные периоды его активности. Исследование основано на наблюдательных данных, получаемых с космической обсерватории SDO.


Принят 31 мая 2016 г. 

18. С.Г. Можаровский
ИНВЕРСИЯ ПРОФИЛЕЙ СТОКСА С ПОМОЩЬЮ ГРАФИЧЕСКОГО ДИАЛОГА
Уссурийская астрофизическая обсерватория ДВО РАН, Уссурийск, Россия
mozharovskys@mail.ru

Автоматические процедуры инверсии профилей Стокса для солнечной фотосферы требуют предварительных настроек. Если результат инверсии не соответствует данным наблюдений, нужно искать новые настройки и полностью повторять вычисления. В настоящей работе в качестве дополнения предлагается изменить порядок действий, а именно, весь процесс инверсии сделать поэтапным и итеративным. На каждом шаге подбирать значения лишь одной из физических величин, визуально сравнивая расчетные и экспериментальные профили. В работе описана методика такой процедуры и проведен ряд инверсий в качестве примера.


Принят 31 мая 2016 г. 

19. Н.С. Свиржевский, Г.А. Базилевская, А.К. Свиржевская, Ю.И. Стожков
24-Й СОЛНЕЧНЫЙ ЦИКЛ В ИНТЕНСИВНОСТИ ГКЛ И В ГЕЛИОСФЕРНЫХ ХАРАКТЕРИСТИКАХ
Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН, Москва, Россия

Данные по солнечной активности и ГКЛ на фазе роста и в период максимума 24-го цикла позволяют считать его аномальным по сравнению с 20-23 циклами. Напряженность гелиосферного магнитного поля в 2010-2013 гг. и в первой половине 2014 г. была на уровне ~5.5 нТл, что равно напряженности поля в предыдущих минимумах солнечной активности. Только в течение короткого периода времени (сентябрь 2014 - февраль 2015 гг.) напряженность ГМП достигала 6.5 нТл. Напряженность фотосферных полярных полей в минимуме 1995 г. была равной ~100 мкТл, а в минимуме 2009 г. упала вдвое. Продолжительность инверсии полярных полей и гелиосферного магнитного поля в 24-м цикле была наибольшей за последние четыре цикла. Единый для всех гелиодолгот гелиосферный токовый слой установился только в последние месяцы 2015 г. Среднемесячное число солнечных пятен Rz в максимуме 24 цикла было в полтора раза меньше, чем в 20-м цикле и в два раза меньше, чем в 21-23 циклах (по данным http://sidc.oma.be). В прошлом с таким же числом Rz был 12-й цикл (1879-1890 гг.). Примерно так же, как Rz, изменялась и площадь солнечных пятен в течение последних пяти циклов. Низкая напряженность ГМП в 2009-2015 гг. привела к тому, что интенсивность ГКЛ в максимуме 2014 г. была выше интенсивности в максимумах солнечной активности 19-23 циклов. По данным стратосферных измерений космических лучей на станциях Мурманск, Москва и Мирный (Антарктида) превышение составило 10-20%. Отмеченные выше тренды в уменьшении числа Rz, площади солнечных пятен и в ослаблении напряженности полярных и гелиосферного магнитных полей, в действительности, раньше, около 20 лет тому назад. В настоящее время нет никаких признаков того, что солнечная активность, гелиосферные параметры и интенсивность ГКЛ восстанавливаются до прежних, как в 19-22 циклах, уровней.


Принят 31 мая 2016 г. 

20. Е.П. Миненко, Ч.Т. Шерданов, Н.В. Карачик
РАСПРЕДЕЛЕНИЕ БИПОЛЯРНЫХ МАГНИТНЫХ СТРУКТУР В НАЧАЛЕ 24 СОЛНЕЧНОГО ЦИКЛА
Астрономический институт АН РУз, Ташкент, Узбекистан
mkatya@astrin.uz, chori@astrin.uz, ninakarachik@mail.ru

Исследован характер распределения биполярных магнитных структур в период роста и вблизи максимума солнечной активности с 2010 по начало 2016 гг., по данным полученным с инструмента HMI (Helioseismic and Magnetic Imager), установленного на борту SDO (Solar Dynamics Observatory). Следуя предложенным ранее моделям и основываясь на результатах полученных наблюдений была проведена классификация магнитных структур, изучена ориентация, широтное распределение, рассмотрены также характер возникновения и зависимость от полярности крупномасштабного магнитного поля (КМП). Отмечается, что несмотря на то, что возникновение новых биполярных магнитных структур чаще наблюдается в хвостовой полярности, а аннигиляция потоков - в лидирующей, выделены случаи с совершенно отличным механизмом возникновения.


Принят 31 мая 2016 г. 

21. З. Таракулов, Е.П. Миненко
АНАЛИТИЧЕСКАЯ МОДЕЛЬ МАГНИТНОЙ ТРУБКИ ВО ВРАЩАЮЩЕЙСЯ ОДНОРОДНОЙ ДВУХКОМПОНЕНТНОЙ ПЛАЗМЕ
Астрономический институт АН РУз, Ташкент, Узбекистан
zafarturakulov@gmail.com, mkatya@astrin.uz

Предлагается модель магнитной трубки во вращающейся однородной двухкомпонентной плазме с больцмановским распределением скоростей частиц. Вращение – это вполне реалистичное свойство плазмы, окружающей конвективный поток, в котором заметная разница в скоростях плазмы на разных расстояниях от потока позволяет рассматривать ее как проявление вращения в некоторой всплывающей системе отсчета.

Появление магнитного поля в таком вихре также вполне реально, в особенности, если протоны и электроны играют разную роль в конвекции. Точная идеализированная модель, в которой плазма однородна и равномерно вращается вокруг прямолинейной оси, образуя прямую магнитную трубку, позволяет найти соотношения между возможными значениями магнитного потока в трубке, угловой скоростью вращения и основными характеристиками плазмы, такими как плотность, температура и т.д.


Принят 31 мая 2016 г.

22. Ю.С. Загайнова1, В.Г. Файнштейн2, Г.В. Руденко2
ВАРИАЦИИ МАГНИТНЫХ СВОЙСТВ ТЕНИ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН ВО ВРЕМЯ ЭРУПТИВНЫХ СОБЫТИЙ
1Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова Российской академии наук (ИЗМИРАН), Москва, г. Троицк, Россия
2Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения Российской академии наук (ИСЗФ СО РАН), Иркутск, Россия

Обнаружены вариации характеристик магнитного поля в тени солнечных пятен в Активных Областях, в которых возникают эруптивные события (эрупция солнечных волокон, солнечные вспышки, корональные выбросы массы). Показано, что группе пятен после начала вспышки, - или близкой по времени эрупции солнечного волокна, - происходит резкое изменение поведения модуля магнитной индукции и других характеристик магнитного поля в тени солнечных пятен.


Принят 01 июня 2016 г.

23. М.А. Лившиц1, И.Ю. Григорьева2, А.Н. Шаховская3
ЭЛЕКТРИЧЕСКИЕ ТОКИ, ХРОМОСФЕРНЫЕ ВСПЫШКИ И ВЫБРОСЫ НА СОЛНЦЕ
1Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова Российской академии наук (ИЗМИРАН), Москва, г. Троицк, Россия
2Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия
3 ФГБУН КРАО РАН РАН, п. Научный, Республика Крым, Россия

Анализируются многоволновые наблюдения Солнца в мае 2012 года. Исследуется сходство и различие слабых нестационарных процессов в активной области (АО) NOAA 11476. Проводится сравнение наблюдаемой картины в АО, в которой зарегистрировано солнцетрясение (sunquake) и ситуации, когда в АО обнаружена EUV-волна. Обсуждаются возможности наблюдения этих явлений по данным допплерограмм и в крыльях линии Н-альфа. В этой связи изучаются процессы 26 сентябре 2011 года, после вспышки с солнцетрясением и до события с EUV-волной.


Принят 03 июня 2016 г.

24. Ю.А. Наговицын1, 2, А.А. Певцов3, А.Г. Тлатов3, А.А. Осипова1
ДОЛГОВРЕМЕННЫЕ ИЗМЕНЕНИЯ ХАРАКТЕРИСТИК СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН И СВЯЗЕЙ МЕЖДУ НИМИ
1Pulkovo Astronomical Observatory, Russian Academy of Sciences, St. Petersburg, Russia
2St. Petersburg State University of Aerospace Instrumentation, St. Petersburg, Russia
3National Solar Observatory, Sunspot, NM, U.S.A.

В работе исследуются долговременные изменения и статистические распределения физических характеристик солнечных пятен. С использованием данных Службы Солнца СССР, Кисловодской горной астрономической станции, Крымской астрофизической обсерватории, Гринвичской обсерватории и обсерватории Маунт-Вилсон составлен композитный ряд наблюдений солнечных пятен с измеренными площадями и максимальными напряжённостями магнитного поля для промежутка с 1920 по 2014 год. Данные приведены в единую систему КрАО. С большей достоверностью на основе почти столетнего ряда подтверждено заключение о связи логарифма полной площади пятна с его максимальной напряжённостью магнитного поля. Показано, что эта связь изменяется со временем. Построено статистическое распределение пятен по площадям, напряжённостям магнитного поля и магнитному потоку. Показано наличие двух чётко разделяющихся популяций пятен по всем рассмотренным параметрам, найдены параметры разделения двух популяций. На двумерной гистограмме встречаемости в осях H-logS выявляются две популяции пятен: мелкие и крупные, разделенные границами logS = 1.6 (S = 40 м.д.п.) и H = 2050 Гс. Рассмотрение пятенного магнитного потока выявляет с высокой степенью достоверности существование двух логнормально распределенных популяций со средней границей между ними Ф = 1021 Мкс. Для двух популяций пятен впервые рассмотрено дифференциальное вращение для периода с 1874 по 2014 год и выделены различные режимы вращения пятен.


Принят 05 июня 2016 г.

25. Е.А. Курочкин, А.В. Шендрик, В.М. Богод
РАЗВИТИЕ МЕТОДОВ ПРОГНОЗА СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ ПО СПЕКТРАЛЬНО- ПОЛЯРИЗАЦИОННЫМ МНОГООКТАВНЫМ РАДИО НАБЛЮДЕНИЯМ
Санкт-Путербургский филиал Специальной астрофизической обсерватории РАН, Санкт-Петербург, Россия

Сообщается о применении регулярных наблюдений спектра и поляризации активных областей на крупном радиотелескопе для создания методов оценки и прогнозирования активности Солнца. За большой интервал времени с 1997 г. по н.вр. идет формирование многоволновой базы данных активных областей в диапазоне 3-18 ГГц, которая используется для проверки известных критериев прогноза и разработки новых эффективных, основанных на анализе спектрально- поляризационных свойств АО на различных этапах вспышечного процесса. Данные прогноза публикуются регулярно на странице (см. http://www.spbf.sao.ru/cgi-bin/ion-p?page=rat_search.ion), основанные на известном двухчастотном критерии Танака-Еноме. Ведется работа по использованию многоволновых данных для улучшения прогнозирования. Представлен веб-интерфейс для регулярной публикации автоматического прогноза в течение нескольких минут после каждого наблюдения.

1. Tanaka H., Enome S. The microwave structure of coronal condensations and its relation to proton flares. 1975, Solar Phys., v.40, p.123.

2. Тохчукова С.Х. Информационная система наблюдений Солнца на РАТАН-600. Астрофизический бюллетень, 2011 http://www.sao.ru/Doc-k8/Science/Public/Bulletin/Vol66/N3/p409.pdf


Принят 06 июня 2016 г. 

26. В.Т. Сарычев
ПРОЯВЛЕНИЕ ЦИКЛА ХЕЙЛА В ВАРИАЦИЯХ МЕЖПЛАНЕТНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ
Томский государственный университет, Томск, Россия
vsarychev@mail.tsu.ru

Доклад посвящен поиску признаков цикла Хейла в вариациях параметров солнечного ветра (СВ) и межпланетного магнитного поля (ММП). Исходными данными служили результаты космических измерений аппарата АСЕ за период с 1998 по 2015 год включительно.

Предварительно эти данные были разделены на две группы: длительность первой составляла 10 лет, второй – восемь. Для каждой группы были вычислены средние значения параметров. Количество значений временных рядов каждой из компонент ММП было 19690864 и 16252387, соответственно для каждой из групп. Сами значения значимо различались: среднее значение модуля вектора индукции ММП в первой группе равнялось 6.7 нТл и 5.4 нТл – во торой. Различались и средние значения компонент BR BT и BN. Они были следующими: 0.067, -0.17 и -0.006 нТл в первой группе и -0.2, 0.043 и 0.022 нТл во второй. Так же наблюдалось различие между группами средних значений параметров СВ: концентрации протонов n(p), их температуры Т(р), относительного содержания Не/p, трех компонент скорости протонов (VR VT VN). В соответствии с указанным порядком параметров их значения были следующими: 6.27 см-3, 195744 К, 0.034 см-3, 448.7 км/с, 1.55 км/с, и -3.56 км/с в первой группе и 4.7 см-3, 83976 К, 0.031 см-3, 410.4 км/с, -1.22 км/с, и -7.34 км/с – во второй группе.

Затем были получены оценки среднегодовых значений этих же параметров СВ и ММП за весь интервал наблюдения. С помощью специального алгоритма было проведено сглаживание методом СКО полученных временных рядов. В результате были обнаружены следующие особенности в поведении значений рассматриваемых параметров СВ и ММП. Сглаженные значения концентрации протонов монотонно убывали с 1998 г. по 2012 г. от значения 7.6 см-3 до значения 4.7 см-3. Значения остальных параметров СВ возрастали до 2002-2003 гг., а затем монотонно убывали вплоть до 2012 г., после чего наблюдалось их увеличение. Характеры изменения значений компонент ММП и параметров СВ были подобны.

Таким образом, согласно полученным оценкам изменения параметров СВ и ММП в 23 и 24 циклах СА различаются как по значениям, так и по характеру изменений.


Принят 06 июня 2016 г. 

27. В.Т. Сарычев
ЭКСТРЕМАЛЬНЫЕ СОБЫТИЯ В СОЛНЕЧНОМ ВЕТРЕ И МЕЖПЛАНЕТНОМ МАГНИТНОМ ПОЛЕ В XXIII-XXIV ЦИКЛАХ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ
Томский государственный университет, Томск, Россия
vsarychev@mail.tsu.ru

Исследуется взаимосвязь параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля во время экстремальных событий. Временные ряды значения параметров берутся с сайта космического аппарата АСЕ. Рассматриваются следующие величины: плотность протонов, их температура, относительное содержание гелия, три компоненты вектора скорости протонов, три компоненты и модуль вектора магнитной индукции. Для каждого из 10 параметров находятся экстремальные значения в пределах года за 18 лет. Затем, методом эпох исследуется их временной ход в пределах окна длительностью 6 суток (трое суток до экстремума, трое – после. Т.о. находится средний профиль каждого из 10 параметров и средний временной ход остальных 9 параметров за 3 суток до экстремума и трое после. Прослеживаются довольно четкие закономерности, позволяющие понять механизмы, ответственные за происхождения солнечного ветра и межпланетного магнитного поля.


Принят 06 июня 2016 г. 

28. А.В. Борисенко
АНАЛИЗ СОЛНЕЧНЫХ ДАННЫХ В КРАО НА IDL
ФГБУН КРАО РАН РАН, п. Научный, Республика Крым, Россия

В лаборатории физики Солнца КрАО для обработки и анализа HeI1083 nm данных универсального спектрофотометра телескопа БСТ-2 разработана IDL Widget программа CARD (Е. Маланушенко и др.) Новая версия программы CARD дополнена процедурами работы с SDO данными: получение синоптических карт SDO, обработка допплерграм SDO/HMI (учет лучевых скоростей вращения Солнца, спутника).


Принят 13 июня 2016 г.

29. В.Г. Комендант1, Н.И. Кошкин2, М.И. Рябов3, А.Л. Сухарев3
О КВАЗИПЕРИОДИЧЕСКИХ ИЗМЕНЕНИЯХ СОСТОЯНИЯ КОСМИЧЕСКОЙ ПОГОДЫ В 23-24 ЦИКЛАХ АКТИВНОСТИ И ЕЕ ВЛИЯНИЕ НА СОСТОЯНИЕ ВЕРХНЕЙ АТМОСФЕРЫ ЗЕМЛИ
1Кафедра астрономии ОНУ им. И.И. Мечникова, Одесса, Украина
2НИИ Астрономическая обсерватория ОНУ им. И.И. Мечникова, Одесса, Украина
3Одесская обсерватория "Уран-4" Радиоастрономического института НАНУ, Одесса, Украина

Для выявления степени влияния состояния космической погоды на состояние верхней атмосферы Земли проведена частотно–временная обработка индексов солнечной и геомагнитной активности на промежутке времени с 2005 г. по 2014 г. Исследуемый период включает фазы спада и длительного минимума 23–го цикла солнечной активности (2005–2008 гг.) и фазу роста и максимума 24–ого цикла активности (2009–2014 гг.). Для анализа были взяты: W – числа Вольфа и Sp – суммарная площадь групп пятен для северного и южного полушария Солнца, F10.7–величина потока радиоизлучения на длине волны 10,7 см; E–поток электронов с энергиями больше 0,6 и 2 МэВ; планетарный, полярный и среднеширотный геомагнитный индекс Ap. Проведен совместный анализ данных. В данных о торможении спутников были обнаружены 6–летние, 2.1–летние, годовые, полугодовые, 27–дневные, 13– и 11–дневные циклы. Чувствительным индикатором изменения состояния верхней атмосферы является динамика движения искусственных спутников Земли. Проводилась частотно временная обработка параметра, характеризующего торможение 25 ИСЗ в атмосфере Земли по данным наблюдений спутников на круговых и эллиптических орбитах в сравнении с данными периодов изменений солнечных и геомагнитных индексов. Проведен расчет множественных корреляционных моделей зависимости параметра торможения ИСЗ от состояния космической погоды на всем исследуемом временном интервале. Рассмотрена зависимость аномальных периодов торможения спутников от экстремальных проявлений солнечной активности и состояния космической погоды.


Принят 21 июня 2016 г.

30. С.А. Демин1, 2, Н.Ю. Демина1, 2, Ю.А. Нефедьев1, 2, О.Ю. Панищев1, 2
ИССЛЕДОВАНИЕ СТАТИЧТИСЕЧКИХ ЗАКОНОМЕРНОСТЕЙ ЦЮРИХСКОГО РЯДА ЧИСЕЛ ВОЛЬФА
1Казанский федеральный университет, Институт физики, Казань, Россия
2Казанский федеральный университет, Астрономическая обсерватория им. В.П. Энгельгардта, Россия,
serge_demin@mail.ru

Солнечная активность представляет собой удивительное астрономическое явление, доступное для изучения многими методами. Интенсивное исследование процессов на Солнце осуществляют астро-, геофизики, метеорологи, врачи, связисты. К примеру, в рамках теоретической физики рассматриваются магнито-гидродинамические процессы, колебательные и волновые движения в плазме, процессы взаимодействия заряженных частиц с электромагнитными полями. Солнечно-земные связи позволяют объяснять разнообразные явления, происходящие на Земле и описывать эволюцию астрофизических систем, подобных солнечной атмосфере. Наблюдаемые с древнейших времен солнечные пятна остаются простейшим способом фиксации активности Солнца. Они являются индикаторами магнитной активности Солнца, что проявляется в виде темных волокон и протуберанцев, вспышек в хромосфере, корональных дыр, через которые выбрасываются потоки высокоскоростных заряженных частиц.

Ежедневные измерения чисел Вольфа в течение значительного периода времени позволили собрать большую базу данных. Исследование статистических закономерностей процессов, реализуемых в солнечной атмосфере, позволяет получить информацию об активности Солнца в отдельные периоды и осуществить прогноз ее поведения. В настоящей работе в рамках формализма функций памяти (ФФП) рассматриваются динамические особенности ряда ежедневных значений числа Вольфа [1, 2]. ФФП отражает эффекты статистической памяти и динамической перемежаемости, возникающие на фоне периодичности солнечной активности. Построение фазовых портретов, спектров мощности функций и мер памяти, кинетических и релаксационных параметров выполняются как для всей последовательности чисел Вольфа, охватывающих несколько десятилетий, так и отдельных этапов 11-летнего солнечного цикла. Демонстрируются пространственно-временные структуры фазовых портретов, обнаруженные для максимумов и минимумов, а также изменения уровня эффектов памяти в периоды, предшествующие экстремумам солнечной активности.

Исследование выполнено при финансовой поддержке РФФИ в рамках научных проектов 15-02-01638 a, 16-32-60071 мол_a_дк (Н.Д.). Работа выполнена за счет средств субсидии, выделенной в рамках государственной поддержки Казанского федерального университета в целях повышения его конкурентоспособности среди ведущих мировых научно-образовательных центров.

1. Demin S.A. Dynamic and Spectral X-Ray Features of the Microquasar XTE J1550-564 // S.A. Demin, O.Yu. Panischev, Yu.A. Nefedyev // Kinematics and Physics of Celestial Bodies. – 2014. – Vol. 30, No. 2. – P. 63–69.

2. Demin S.A. Correlation Features of Microquasar X-Ray Activity / S.A. Demin, O.Yu. Panischev, Yu.A. Nefedyev // Nonlinear Phenomena in Complex Systems. – 2014. – Vol. 17, No. 2. – P. 177–182.


Принят 13 июня 2016 г.

31. Н.Ю. Демина1, 2, С.А. Демин1, 2, Ю.А. Нефедьев1, 2, О.Ю. Панищев1, 2, С.Ф. Тимашев3
НЕСТАЦИОНАРНЫЕ ЭФФЕКТЫ И ПЕРЕКРЕСТНЫЕ КОРРЕЛЯЦИИ В ДИНАМИКЕ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ
1Казанский федеральный университет, Институт физики, Казань, Россия
2Казанский федеральный университет, Астрономическая обсерватория им. В.П, Энгельгардта, Россия
3Научно-исследовательский физико-химический институт им. Л.Я. Карпова, Москва, Россия,
vnu_357@mail.ru

В настоящей работе в рамках фликкер-шумовой спектроскопии (ФШС) проводится исследование эффектов нестационарности и кросс-корреляционных взаимосвязей солнечной активности, выявляемых в цюрихском ряде чисел Вольфа и ежедневных значениях суммарной энергии, излучаемой короной Солнца [1, 2]. Как известно, астрофизические объекты – нестационарные открытые системы, эволюция которых оказывается весьма индивидуальной с неизбежным проявлением эффектов перемежаемости. В подобной динамике присутствуют составляющие с разным диапазоном частот, как специфические – резонансные, так и неспецифические – хаотические. Особенностью ФШС-подхода является введение информационных параметров, характеризующих динамику солнечной активности в разных диапазонах частот.

ФШС позволяет выявить моменты наиболее существенных перестроек, происходящих в солнечной атмосфере, используя фактор нестационарности. Показано, что фактор нестационарности выступает прекурсором моментов, когда активность Солнца, связанная с количеством пятен максимальна. Этот факт указывает на возможность прогнозирования периодов наибольшей солнечной активности. В зависимости от длины интервала усреднения выявляются эффекты нестационарности, связанные как с 11-летними периодами, так и процессами, внутри каждого из таких циклов. Кроме того, ФШС-подход определяет информацию о динамике корреляционных связей между одновременно измеряемыми сигналами – динамическими переменными, измеряемыми в пространственно разнесенных точках исследуемой системы, или сигналами разной природы. Трехмерные представления кросс-корреляторов, а также их плоские сечения, построенные для минимумов и максимумов, а также временных интервалов между экстремумами солнечной активности, позволили установить отдельные периодические закономерности эволюции Солнца. Отмечено, что ключевая роль в причинно-следственных связях рассматриваемых сигналов (цюрихский ряд и суммарная энергия солнечной короны на определенной длине волны) принадлежит числам Вольфа.

Исследование выполнено при финансовой поддержке РФФИ в рамках научных проектов 15-02-01638 a, 16-32-60071 мол_a_дк (Н.Д.). Работа выполнена за счет средств субсидии, выделенной в рамках государственной поддержки Казанского федерального университета в целях повышения его конкурентоспособности среди ведущих мировых научно- образовательных центров.

1. Тимашев С.Ф. Фликкер-шумовая спектроскопия: Информация в хаотических сигналах / С.Ф. Тимашев. – М.: Физматлит, 2007. – 248 с.

2. Тимашев С.Ф. Анализ кросс-корреляционных взаимосвязей в сигналах интенсивности радиоизлучения квазаров / С.Ф. Тимашев, О.Ю. Панищев, С.А. Демин, Ю.А. Нефедьев // Георесурсы. – 2013. – № 3. – С. 44–48.


Принят 06 июня 2016 г. 

32. К.И. Никольская
О РЕГУЛЯРНЫХ ИСТЕЧЕНИЯХ ПЛАЗМЫ С ПОВЕРХНОСТИ СОЛНЦА
ИЗМИРАН, Троицк, Москва, Россия

Анализируются и интерпретируются результаты наблюдений EUV- короны c помощью телескопов TRACE – с высоким пространственным разрешением (~1”), Skylab, SOHO и др., EUV – спектров короны на лимбе и диске, а также измерений скоростей солнечного ветра космическим зондом Ulysses в пределах гелиоцентриче-ских расстояний r = 1 – 5AE (от орбиты Земли до орбиты Юпитера).

Основные выводы.

1. Со всей поверхности Солнца имеет место перманентное высокоскоростное истечение плазмы, ответственное за образование солнечной короны и солнечного ветра, и названное нами первичными потоками.

2. Первичные потоки фотосферной плазмы, захваченные Замкнутыми Магнитными Полями (ЗМП) активных областей Солнца, образуют корону. Плазма короны нагревается за счет энергии, освобождающейся при остановке первичных потоков в замкнутых магнитных полях Солнца.

3. Корона не является источником Солнечного ветра (СВ). СВ – это те же первичные (высокоскоростные) потоки фотосферной плазмы, покинувшие Солнце: либо - в виде быстрого СВ, если Замкнутые Магнитные поля отсутствуют, либо - в виде медленного СВ - после торможения первичных потоков плазмы в ЗМ полях Активных областей и стримеров.

Библ.22.


Принят 22 июня 2016 г.

33. Б.М. Владимирский1, В.А. Панчемога2, М.С. Панчемога2
КОСМИЧЕСКАЯ ПОГОДА И ЯДЕРНАЯ ФИЗИКА: ВЛИЯЮТ ЛИ ПРОЦЕССЫ В БЛИЖНЕМ КОСМОСЕ НА СКОРОСТЬ РАДИОАКТИВНОГО РАСПАДА?
1Крымский федеральный университет им. В.И. Вернадского, Симферополь, Россия
2Институт теоретической и эксериментальной биофизики РАН, Пущино-на-Оке, Россия

Из анализа сообщений о внешних влияниях на нестабильность радиоактивного распада следует, что в обнаруженных вариациях присутствуют известные космические периоды (в том числе 27d) и эффекты спорадических возмущений, обусловленные солнечными вспышками. Флуктуации скоростей счета коррелируют с индексом геомагнитной активности. Отсюда следует, что рассматриваемые явления принадлежат к области физики космической погоды и должны рассматриваться в контексте всех сведений, собранных в этом разделе знаний. В настоящее время установлено влияние космической погоды на широкий круг физико-химических феноменов, включая водные растворы и полупроводниковые структуры. Оно обусловлено воздействием низкочастотных электромагнитных полей магнитосферно -ионосферного происхождения. Высказывается предположение, согласно которому изменения скорости радиоактивного распада причинно связаны с влиянием космической погоды на регистрирующие приборы: они обусловлены вариациями эффективности регистрации и не затрагивают собственно ядерно-физические явления (как изменения скорости счета при вариациях температуры). Воздействие космической погоды на эффективность регистрации осуществляется через обычно неконтролируемые параметры: квантовый выход люминесценции (жидкости или кристалла), работа выхода электрона фотокатода ФЭУ (для счетчика Гейгера – длительность «мертвого времени»). Перечисленные возможности обоснованы косвенными соображениями и требуют экспериментальной проверки. Отмечается, что истолкование нестабильности радиоактивного распада с привлечением неизвестных полей сталкивается с фундаментальной трудностью: упомянутые поля могут воздействовать на вещество не только на уровне ядерных процессов, но и на атомно-молекулярном уровне. В последнем случае снова возникает вопрос о стабильности эффективности регистрации, и выявляется логическая неоднозначность: влияние на мир ядерных явлений или на приборы? Для прояснения ситуации предлагаются схемы некоторых специальных экспериментов.


Принят 22 июня 2016 г.

34. Б.М. Владимирский
ПАССИОНАРНЫЕ ТОЛЧКИ Л.Н. ГУМИЛЕВА И КОСМИЧЕСКАЯ ПОГОДА
Крымский федеральный университет им. В.И. Вернадского, Симферополь, Россия

Согласно гипотезе Л.Н. Гумилева о «пассионарных толчках», внезапно (в историческом масштабе времени) в далеко отстающих друг от друга регионах появляются группы людей, наделенных особыми качествами. Такие личности («пассионарии») реализуют особую поведенческую программу. Она может быть врожденной, но может «включаться» сигналами внешней среды – социальными и природными. Для обеспечения одновременности появления «пассионариев» необходимо допустить существование некоторого синхронизирующего сигнала, обусловленного изменением космической погоды. С использованием каталога «пассионарных толчков» (составленного Л.Н. Гумилевым) и пулковского ряда реставрированных чисел Вольфа показано, что таким событиям предшествует возрастание солнечной активности. Географическое распределение регионов появления «пассионариев» может быть обусловлено геофизическими причинами.


Принят 22 июня 2016 г.

35. Э.А. Барановский, В.П. Таращук, Б.М. Владимирский
ДИНАМИКА КРИСТАЛЛИЗАЦИИ В КОЛБЕ ФИЦРОЯ - ШТОРМГЛАССЕ - РАЗЛИЧИЯ ДЛЯ СИНТЕТИЧЕСКОЙ И НАТУРАЬНОЙ КАМФОРЫ?
ФГБУН КРАО РАН, п. Научный, Республика Крым, Россия

В течение трех лет проводились сравнительные ежесуточные наблюдения над изменениями кристаллизации в колбах Фицроя - штормглассах, изготовленных по одной и той же технологии, но отличавшихся происхождением камфоры: в одном случае - аптечная синтетическая (рацемат), в другом - натуральная, оптически активная, выделенная из камфорного дерева. Использовались по два прибора данного типа, находившиеся в тождественных услових температуры и освещенности. Найдено, что в большинстве случаев измеяремый показатель - высота уровня кристаллов в колбе - изменялся синхронно во всех приборах. Однако, для некоторых интервалов времени были обнаружены существенные различия. Некоторые из них можно было бы отнести за счет различий в чувствительности указанных типов приборов и времени их релаксации. Но имеются случаи, когда наблюдалась антикорреляция: дрейфы противоположных знаков, всплески, соответствующие минимумам. Обсуждается физика этих явлений - возможнаязаноя роль наличия микропримесей в разных приборах; но вероятнее - различие чувствительности разных изомеров камфоры к действующим электромагнитным полям, что связано с молекулярной струкеурой изомеров.


Принят 27 июня 2016 г.

36. Ю.Т. Цап1, 2, Г.Г. Моторина2, А.С. Моргачев3, 2, В.В. Смирнова2, 4 С.А. Кузнецов3, 2, В.С. Рыжов5, В.Г. Нагнибеда6
МНОГОВОЛНОВЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ СОЛНЕЧНОЙ ВСПЫШКИ 5 ИЮЛЯ 2012 ГОДА И МЕХАНИЗМЫ ЭНЕРГОВЫДЕЛЕНИЯ
1 ФГБУН КРАО РАН РАН, п. Научныйб Республика Крым, Россия
2Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия
3НИРФИ ННГУ, Нижний Новгород, Россия
4Университет Турку, г. Турку, Финляндия

5МГТУ им. Н.Э. Баумана, Москва, Россия
6НИАИ им. В.В. Соболева СПбГУ, Санкт-Петербург, Россия

На основе миллиметровых, микроволновых, ультрафиолетовых и рентгеновских наблюдений, полученных на радиотелескопе РТ-7.5 МГТУ им. Баумана (93 и 140 ГГц), службой Солнца RSTN (Radio Solar Telescope Network), а также космических аппаратах GOES (Geostationary Operational Environmental Satellite), RHESSI (Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager ) и SDO/AIA (Solar Dynamics Observatory/Atmospheric Imaging Assembly), проведен анализ солнечной вспышки 5 июля 2012 г. Обнаружен рост спектра миллиметрового радиоизлучения с частотой между 93 и 140 ГГц. С помощью фитирования рентгеновского спектра излучения в рамках модели столкновительной «толстой мишени» и предположения однородного теплового источника определены мера эмиссии (включая дифференциальную) и температура корональной вспышечной плазмы. Исходя из полученных оценок, сделан вывод о ее малом вкладе в миллиметровое излучение. На основе теоретических расчетов показано, что обнаруженный рост миллиметрового излучения с частотой можно объяснить генерацией гиросинхротронного излучения ускоренными (>100 кэВ) электронами на уровне хромосферы. Из детального анализа пространственной и временной эволюции источников жесткого рентгеновского излучения (25-50 кэВ) следует, что наблюдаемые пульсации нетеплового излучения вспышки являются непериодическими и определяются динамикой источников в области энерговыдедения. Обсуждаются возможные механизмы ускорения заряженных частиц в хромосфере Солнца.


Принят 27 июня 2016 г.

37. Yu.T. Tsap1, 2, A.V. Stepanov2, Yu.G. Kopylova2
BOUNDAY CONDITIONS AND KINK WAVE PROPAGATION IN THIN GRAVITY STRATIFIED MAGNETIC FLUX TUBES
1Crimean Astrophysical Observatory, Nauchny, Crimea, Russia
2Pulkovo Observatory of the Russian Academy of Sciences, St. Petersburg, Russia

The dispersion properties of linear kink waves excited in the thin gravity stratified magnetic flux tubes are considered. It has been shown that the approaches (elastic thread approximation) proposed by Spruit (1981, A&A, 98, 155) as well as Musielak and Ulmschneider (2001, A&A, 370, 541) for description of these modes have faced difficulties associated with boundary conditions. Following to Lopin and Nagorny (2013, ApJ, 774, 121) and using the Laurent expansion for perturbed quantities the dispersion equation for kink modes has been obtained. An important role of the perturbed magnetic force caused by the redial component of the tube magnetic field is discussed. The cutoff frequency and the growth rate of wave amplitudes with height have been found. Kink waves excited in the photosphere can hardly give significant contribution to the solar corona heating.


Принят 28 июня 2016 г.

38. Г.Г. Моторина1, Ю.Т. Цап2,1
ДИАГНОСТИКА ВСПЫШЕЧНОЙ ПЛАЗМЫ ПО ДАННЫМ РЕНТГЕНОВСКИХ И УЛЬТРАФИОЛЕТОВЫХ НАБЛЮДЕНИЙ: МЕХАНИЗМЫ ЭНЕРГОВЫДЕЛЕНИЯ И ИЗЛУЧЕНИЯ
1Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия
2 ФГБУН КРАО РАН, п. Научный, Республика Крым, Россия

На примере конкретных вспышечных событий обсуждается проблема определения меры эмиссии и температуры рентгеновской плазмы, полученных из данных спутниковых наблюдений на GOES, RHESSI и SDO/AIA. Показано, что в зависимости от метода обработки наблюдений разница значений меры эмиссии вспышечной плазмы для разных инструментов может достигать одного порядка. Вследствие этого трудно получить надежную оценку вклада тепловой плазмы в суб-терагерцовое излучение вспышек. Обсуждаются достоинства и недостатки различных подходов. Обращается внимание на важность изучения временных профилей ультрафиолетового излучения корональной и хромосферной плазмы, чувствительных к разной температуре, что позволяет сделать ряд важных выводов об особенностях трансформации и переноса энергии в солнечных вспышках.


Принят 28 июня 2016 г.

39. В.М. Малащук1, Н.Н. Степанян1, А.В. Борисенко1, В.Г. Файнштейн2, Г.В. Руденко2, Я.И. Егоров2
ВАРИАЦИИ ХАРАКТЕРИСТИК КОРОНАЛЬНЫХ ДЫР В ПРОЦЕССЕ ИХ ЭВОЛЮЦИИ
1 ФГБУН КРАО РАН РАН, 298409 пгт. Научный, Республика Крым , Россия
2Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения РАН, 664033 г. Иркутск, Россия

Изучено изменение со временем следующих характеристик корональных дыр (КД):

- Площади и яркости на высотах образования линий НеI 1083 нм (верхняя хромосфера) и 19.3 нм (корона).

- Распределения в пределах дыры:

А - Модуля магнитной индукции B.

Б - Радиальной компоненты поля Br.

В - Поперечной компоненты поля Bt.

Г - Угла наклона силовых линий поля alpha.

Д - Магнитного потока MF.

Е - Силовых линий магнитного поля различного типа (открытых и замкнутых) по данным расчетов поля в потенциальном приближении.

Ж - Лучевых скоростей.

Рассмотрены долгоживущие (несколько месяцев) и короткоживущие (несколько дней) КД.

Показаны характерные особенности процессов возникновения и исчезновения КД.

В работе использованы наблюдения Солнца в линии НеI 1083 нм с УСФ телескопа БСТ-2 КрАО РАН, данные SDO (saia 193A, hmi, hmi.v).


Принят 30 июня 2016 г.

40. О.С. Гопасюк
МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН
ФГБУН КРАО РАН РАН, п. Научный, Республика Крым, Россия

По данным наблюдений продольного магнитного поля и изображений в континууме одиночных пятен, полученным на Solar Dynamics Observatory (SDO) с инструментом Helioseismic and Magnetic Imager (HMI), проведено исследование структуры магнитного поля одиночных пятен. Были отобраны одиночные пятна, проходившие по диску Солнца с июня 2010 по январь 2011. Этот период времени приходится на начальную фазу роста 24 цикла активности. Продольная составляющая магнитного поля несет в себе полную информацию о структуре вектора магнитного поля, в том числе, и о наклоне магнитной оси пятна. Было выявлено, что магнитная ось силовых линий магнитного поля одиночного пятна наклонена в среднем на 1 – 4° к западу и на 1° к северу. Величина угла наклона оси не зависит от гелиографической широты, на которой находится пятно.


Принят 30 июня 2016 г.

41.  А.Н. Шаховская
24 СЕНТЯБРЯ 2011 ГОДА, ДВЕ ВСПЫШКИ НА СОЛНЦЕ С РАЗНЫМ СЦЕНАРИЕМ
ФГБУН КРАО РАН РАН, п. Научный, Республика Крым, Россия,
anshakh@yandex.ru

В сентябре 2011 на Солнце по диску проходила активная область NOAA 11302, которая отличалась высокой вспышечной продуктивностью. 24 сентября в этой активной области произошли 5 вспышек рентгеновского балла М и одна балла Х1.9. Две из этих вспышек наблюдались на Крымском коронографе КГ-1, в линии Н-альфа. Вспышки были достаточно близки по времени и по рентгеновскому балу, однако одну из них можно охарактеризовать как компактную, а вторую как LDE с длительной постэруптивной фазой. Исследуются возможные причины такого отличия.


Принят 30 июня 2016 г.

42.  А.Н. Шаховская
ИССЛЕДОВАНИЕ ВЕРТИКАЛЬНЫХ ДВИЖЕНИЙ ВОЛОКОН ПО Hα НАБЛЮДЕНИЯМ
ФГБУН КРАО РАН РАН, п. Научный, Республика Крым, Россия,
anshakh@yandex.ru

По фильтрограммам в центре линии Hα и со сдвигом в крылья 0,25Α и 0,5Α, полученных на Крымском коронографе КГ-1, в мае - июне 2016 года, исследовались вертикальные движения спокойных волокон и волокон активных областей. Были построены разностные изображения волокон в красном и синем крыле. По этим изображениям в волокнах, с помощью эффекта Доплера, были определены участки с поднимающейся или опускающейся материей, со скоростями в интервале 5-15 км/с. Исследуется связь этих движений с эволюцией волокон и других активных образований на Солнце.


Принят 01 июля 2016 г.

43.  О.А. Королькова, А.А. Соловьев
МАГНИТОГИДРОСТАТИЧЕСКОЕ МОДЕЛИРОВАНИЕ СОЛНЕЧНЫХ ПРОТУБЕРАНЦЕВ С ТОНКОЙ СЛОИСТОЙ СТРУКТУРОЙ
Главная (Пулковская) астрономическя обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия

Обсуждается проблема моделирования спокойных солнечных протуберанцев как длинных горизонтально расположенных волокон, удерживаемых против гравитации магнитными силами в солнечной атмосфере над фотосферной линией раздела магнитных полярностей. При наличии в системе трансляционной симметрии оказывается возможным по заданной структуре магнитного поля рассчитывать термодинамические величины (давление, плотность и температуру) в каждой точке данной равновесной конфигурации [1].

Разработанный алгоритм используется для построения модели волокна с тонкой слоистой структурой магнитного поля. Получаемые физические параметры оказываются близки к наблюдаемым: наименьшая температура достигает значений 4-5 тысяч К, наибольшая плотность составляет 1010-1011 частиц в кубическом см.

[1]. Solov’ev A.A. The structure of solar filaments. Astronomy. Reports. 2010, 54, 86-95.


Принят 01 июля 2016 г.

44. В.И. Абраменко1, 2, О.И. Тихонова1, А.С. Куценко1
РАЗЛИЧНЫЕ РЕЖИМЫ ВСПЛЫТИЯ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ
1 ФГБУН КРАО РАН РАН, п. Научный, Республика Крым, Россия
2Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия

Мы исследовали режим всплытия сильных магнитных потоков, порождающих активные области (АО) с суммарным магнитным потоком в максимуме развития АО не менее 1022 Мх. Использовались данные наблюдений продольной составляющей магнитного поля 15-ти АО, всплывающих на видимой полусфере Солнца на расстоянии не более 50 гелиографических градусов от центра диска. Магнитограммы 13-ти АО были полученны инструментом SDO/HMI с временным разрешением 720 секунд, и остальные – инструментом SOHO/MDI с разрешением по времени 96 минут. После предварительной обработки магнитограмм был вычислен общий магнитный поток (без учета знака поля) по магнитограмме и его производная по времени, дающая скорость нарастания потока, величина R(t). Показано, что режим нарастания потока не универсален для всех АО, и можно выделить по крайней мере два основных типа всплытия. Первый тип – квази-равномерное всплытие со слабо флуктуирующей (вокруг среднего значения) производной R(t) в течение длительного промежутка времеми порядка 1-3 суток. Второй тип – ускоренное всплытие с возрастающей производной R(t) в течение интервала времени порядка суток и более, за которым следует очень короткий (менее 0.6 суток) интервал равномерного всплытия и затем монотонное убывание производной. Первый тип можно интерпретировать как всплытие классической трубки с квази-постоянным потоком, сгенерированным в глубоких слоях конвективной зоны механизмом глобального динамо. Для второго типа всплытия характерно ускорение нарастания потока, что можно объяснить как проявление дополнительной подкачки магнитного потока турбулентным динамо в промежуточной области, между тахоклином и фотосферой. Таким образом, есть основания считать, что турбулентное динамо работает в конвективной зоне на масштабах порядка характерных размеров крупных АО.


Принят 01 июля 2016 г.

45. В.И. Абраменко1, 2, V.B. Yurchyshyn3, G. Zank4
МАГНИТНЫЕ И ТУРБУЛЕНТНЫЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ФОТОСФЕРНОЙ ПЛАЗМЫ В ОБЛАСТЯХ КОРОНАЛЬНЫХ ДЫР НА СОЛНЦЕ
1 ФГБУН КРАО РАН РАН, п. Научный, Республика Крым, Россия
2Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия
3Big Bear Solar Observtory of New Jersey Institute of Technology, Big Bear City, CA, USA

4University of Alabama in Huntsville, Huntsville, AL, USA

Быстрый солнечный ветер (БСВ) зарождается внутри протяженных зон корональных дыр (КД). Существует несколько классов моделей ускорения БСВ. Один из самых популярных – класс моделей, основанных на диссипации магнито-гидро-динамических (МГД) флуктуаций (МГД-волн) в турбулентной среде протяженной солнечной атмосферы, от фотосферы до расстояний в несколько радиусов Солнца. Один из основных входных параметров моделирования – характерная длина энергонесущих структур, λ, в основании КД, т.е., в фотосфере. Такими структурами являются квадрат флуктуаций скорости и квадрат флуктуаций магнитного поля. Флуктуации измерены в направлении, перпендикулярном основнону открытому магнитному полю в КД. Согласно модели, скорость нарева короны и ускорения солнечного ветра обратно пропорциональна величине λ [Zank et al., 2012]. Для того, чтобы определить величину λ в самом основании КД, т.е., в фотосфере, мы использовали данные о солнечной грануляции, полученные с помощью крупнейшего в мире солнечного телескопа New Solar Telescope (NST, обсерватория Big Bear Solar Observatory, California, USA). Двумерные карты квадрата поперечных скоростей, u2, в фотосфере для двух КД были вычислены методом local correlation tracking (LCT, Verma et al., 2013). Для вычисления квадрата флуктуаций поперечного магнитного поля, b2, использовались данные Hinode/SOT/SP (Lites et al., 2008). Оценки характерной длины энергонесущих структур, λ, были вычислены как пространственные корреляционные длины структур u2 и b2. По флуктуациям u2 мы получили оценку величины λ = 1260 ± 500 км, а b2-флуктуации дали λ = 950 ± 560 км. По полученным оценкам, характерная длина энергонесущих структур в фотосферной турбулентности в 1.5-50 раз меньше той величины, что принимается в современных моделях ускорения солнечного ветра (3–30 х 103 км). Это означает, что механизм ускорения солнечного ветра путем турбулентной диссипации флуктуаций магнитного поля и скорости намного более эффективен, чем предполагалось ранее.

Lites, B. W., Kubo, M., Socas-Navarro, H., et al. ApJ, V. 672, P. 1237, 2008.

Verma, M., Steffen, M., Denker, C. A&A, V.555, P. 136, 2013.

Zank, G. P., Dosch, A., Hunana, P., et al., ApJ, V. 745, P. 35, 2012.


Принят 01 июля 2016 г.

46. В.И. Абраменко1, 2, Д.Д. Соколов3, А.Н. Хлыстова4
НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ ТЕСТ ПРИСУТСТВИЯ ТУРБУЛЕНТНОГО ДИНАМО В КОНВЕКТИВНОЙ ЗОНЕ СОЛНЦА
1 ФГБУН КРАО РАН РАН, п. Научный, Республика Крым, Россия
2Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия
3Московский государственный унииверситет им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия

4Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия

Для того, чтобы выяснить роль мелкомасштабного турбулентного динамо в формировании солнечных магнитных полей, мы предлагаем наблюдтельный тест, основанный на статистических свойствах анти-хейловских групп пятен (групп, в которых полярность лидирующего пятна обратная по отношению к большинству лидирующих пятен данного цикла в данном полушарии). На основе теоретических изысканий, мы показали, что действие турбулентного динамо должно приводить к образованию анти-хейловских групп, и численность таких групп на диаграмме время-широта должна быть независима от фазы солнечного цикла. И соответственно, процентное содержание таких групп (по отношению к общему числу пятен) должно достигать максимальных величин в периоды солнечных минимумов. Для нескольких солнечных циклов, мы рассмотрели статистические параметры анти-хейловских групп. Наряду с данными, полученными нами, мы учитывали и ранее опубликованные данные по анти-хейловским группам. Мы показали, что действительно, процентное содержание анти-хейловских групп достигает своих максимальных значений в периоды пониженной солнечной активности. Мы интерпретируем этот факт как наблюдательное свидетельство действия турбулентного динамо внутри конвективной зоны. Причем масштабы генерации поля далеко не сводятся к масштабам магнитного хаоса в невозмущенной фотосфере, а простираются, по крайней мере, до масштабов активных областей.


Принят 04 июля 2016 г.

47.  С.В. Олемской, С.В. Латышев
СВЯЗЬ СЕВЕРО-ЮЖНОЙ АССИМЕТРИИ С УРОВНЕМ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ
Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия

По данным о солнечных пятнах RGO/USAF/NOAA установлена связь северо-южной асимметрии пятнообразования с амплитудой 11-летних циклов. Показано, что чем выше амплитуда солнечного цикла, тем меньше абсолютное значение северо-южной асимметрии.

Обнаруженная отрицательная связь амплитуд 11-летних циклов с северо-южной асимметрией объясняется следующим образом. На Солнце, как показывают наблюдения, преимущественно генерируется дипольная мода. Случайные флуктуации альфа-эффекта, нерегулярные во времени и пространстве, могут передавать часть магнитной энергии квадрупольным модам. Квадрупольные моды являются подкритическим режимом для возбуждения таких магнитных конфигураций, и эти моды быстро затухают. Ряд авторов дают указания на то, что дипольная магнитная конфигурация растет быстрее квадрупольной, но в то же время комплексные скорости роста дипольной и квадрупольной конфигураций близки. Это указывает на возможность долговременного существования недипольной конфигурации магнитного поля на Солнце. Отклонения от диполя уменьшают магнитную энергию. Большие отклонения могут способствовать переходам к глобальным минимумам. Таким образом, отклонения крупномасштабного магнитного поля Солнца от экваториально-антисимметричной моды, т.е. большие значения асимметрии в максимумах 11-летних циклов, могут быть индикатором снижения магнитной активности и указанием на переход к глобальному минимуму.

Выявленная закономерность исследована в численной модели динамо с нерегулярными изменениями альфа-эффекта.


Принят 04 июля 2016 г.

48. А.С. Куценко1, В.И. Абраменко1, 2
СРАВНЕНИЕ ОБЩЕГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА ПО ДАННЫМ WSO И HMI/SDO
1 ФГБУН КРАО РАН РАН, п. Научный, Республика Крым, Россия
2Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия

Общее магнитное поле Солнца (ОМП) – интегральное продольное магнитное поле от всей поверхности видимого диска. Амплитуда и временные вариации ОМП тесно связаны с глобальными солнечными параметрами и явлениями на Солнце, такими как дифференциальное вращение, меридиональные потоки, коэффициент диффузии магнитных трубок. Кроме того, в 70-х годах прошлого столетия было установлено, что ОМП находится в тесной взаимосвязи с солнечным ветром и с величиной межпланетного магнитного поля, которое определяет космическую погоду и напрямую влияет на биосферу Земли.

Все это побудило начать систематические измерения ОМП на нескольких обсерваториях. Одним из наиболее полных архивов наблюдений ОМП обладает обсерватория Стэнфордского университета (Wilcox Solar Observatory, WSO), где измерения ведутся непрерывно, начиная с 1975 года. Сейчас данные WSO для общего магнитного поля Солнца стали своеобразным «эталоном» этой величины.

После ввода в строй космических солнечных обсерваторий, например, Solar Dynamics Observatory (SDO), которые имеют на борту инструменты для измерения магнитных полей на Солнце (Helioseismic and Magnetic Imager, HMI), стало заманчивым использовать измерения космических аппаратов для определения ОМП. Измерения SDO/HMI являются практически непрерывными, имеют временное разрешение 45 с или 12 минут, не зависят от погодных условий и естественных перерывов в работе, связанных со сменой дня и ночи. Последнее дает космическим инструментам существенное преимущество по сравнению с наземными телескопами.

В данной работе мы проводим сравнение ОМП, измеренного WSO и полученного из магнитограмм SDO/HMI. ОМП SDO/HMI определялось путем интегрирования магнитных полей пикселей магнитограммы по всему солнечному диску. Сравнение показало, что, несмотря на разные методики и разные спектральные линии, используемые для определения магнитных полей, наблюдается высокая корреляция между двумя наборами значений ОМП (коэффициент корреляции равен 0.86). Кроме того, коэффициент линейной регрессии очень близок к единице, а именно BHMI = 0.99(2) BWSO.


Принят 04 июля 2016 г.

49. А.С. Куценко1, В.И. Абраменко1, 2
ИССКУСТВЕННАЯ ГАРМОНИКА С ПЕРИОДОМ 24 ЧАСА В ОБЩЕМ МАГНИТНОМ ПОЛЕ СОЛНЦА ПО ДАННЫМ HMI/SDO
1 ФГБУН КРАО РАН РАН, п. Научный, Республика Крым, Россия
2Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия

Ранее мы показали, что магнитограммы продольного поля инструмента Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) на борту солнечной космической обсерватории Solar Dynamics Observatory (SDO) могут быть использованы для определения общего магнитного поля Солнца (ОМП) с высоким временным разрешением 45 с или 720 с. К сожалению, инструмент вносит искажения в определяемую величину ОМП, а именно 12- или 24-часовую вариацию амплитуды ОМП.

Исследование причин возникновения искусственных гармоник в амплитуде магнитных полей SDO/HMI проводилось в работе Лиу и др. (Liu et al., 2012). Авторы связывали это явление с особенностями измерения магнитных полей на SDO/HMI. Вкратце, магнитное поле определяется по расщеплению Зеемана магниточувствительной фотосферной линии Fe I 6173 A. Эффект Доплера при измерении магнитных полей устраняется математическими методами при помощи калибровочной кривой. Лиу и др. указывают, что при наложении эффекта Допплера на сильный эффект Зеемана (при измерении сильных магнитных полей солнечных пятен) профиль линии выходит за хорошо откалиброванный участок кривой, что может приводить к ошибкам при определении величины магнитного поля. Обсерватория находится на геостационарной орбите и совершает полный оборот вокруг Земли за 24 часа, что и определяет период искусственной гармоники.

Работа Смирновой и др. (Smirnova et al., 2013) также связывает возникновение искусственной гармоники с наличием сильных магнитных полей на поверхности Солнца. В частности, авторы наблюдали вариации амплитуды магнитных полей в пятнах с периодами 12, 24 и 36 часов. По результатам исследований, участки спокойного Солнца со слабыми магнитными полями не проявляли искусственную гармонику или ее амплитуда находилась на уровне шумов.

Мы определяли ОМП путем усреднения всех пикселей магнитограммы в пределах солнечного диска. После проведения анализа вариаций ОМП, было установлено, что за пятилетний период наблюдений в течение 75 % времени амплитуда гармоники с периодом 24 часа превышала уровень шума. Для уточнения влияния искусственной гармоники на ОМП и ее связи с наличием солнечных пятен на видимой поверхности полусферы мы проводили суммирование отдельно для «слабых» и «сильных» полей (абсолютное значение поля пикселя меньше 800 Гс и больше 800 Гс соответственно). Было установлено, что, как сильные, так и слабые поля вносят приблизительно одинаковый вклад в амплитуду искусственной гармоники. При этом наблюдается средняя корреляция (около 0.5) между площадью солнечных пятен и амплитудой гармоники 24 ч. Влияние слабых полей может быть связано с коллективным вкладом порядка 10 млн. пикселей, каждый из которых проявляет слабую (на уровне шумов) синфазную вариацию магнитного поля.

Также было получены следующие результаты: 1) гармоника 24 ч имеет стабильную фазу, что подтверждает ее связь с движением спутника по орбите; 2) сильные поля солнечных пятен разных знаков показывают искусственные колебания в противофазе, поэтому, в общем случае, фаза искусственного колебания группы пятен зависит от доминирующей полярности; 3) пятна с большей абсолютной величиной магнитного поля показывают большую амплитуду 24 ч гармоники; 4) амплитуда 12 ч или 24 ч искусственной гармоники в пятнах может меняться произвольно. Все это следует учитывать при использовании магнитограмм SDO/HMI в научных исследованиях.

Литература

Liu, Y., Hoeksema, J.T., Scherrer, P.H., Schou, J., Couvidat, S., Bush, R.I., Duvall, T.L., Hayashi, K., Sun, X., Zhao, X.: 2012, Solar Phys.279, 295.

Smirnova, V., Efremov, V.I., Parfinenko, L.D., Riehokainen, A., Solov'ev, A.A.: 2013, Astron. Astroph. 554, A121.


Принят 04 июля 2016 г.

50.  А.С. Куценко, В.И. Ханейчук, В.И. Лопухин
ТЕКУЩЕЕ СОСТОЯНИЕ И ПЕРСПЕКТИВЫ МОДЕРНИЗАЦИИ ДВУХКАНАЛЬНОГО МАГНИТОГРАФА БСТ-1
ФГБУН КРАО РАН РАН, п. Научный, Республика Крым, Россия

Двухканальный солнечный магнитограф башенного солнечного телескопа (БСТ-1) был создан в конце 60-хх годов прошлого столетия под руководством А.Б. Северного. Инструмент представляет собой магнитограф Бэбкока, позволяет измерять как магнитные поля, так и лучевые скорости участков на поверхности Солнца. Преимущество магнитографа БСТ-1 по сравнению с аналогичными приборами заключается в том, что в инструменте используются оба луча, обыкновенный и необыкновенный, которые образуются после прохождения световым пучком кристалла двойного лучепреломления (КДП). Именно последнее позволило сделать два независимых канала, что дает возможность вести наблюдения одновременно в двух разных спектральных линиях (в т.ч. теллурических).

В настоящее время магнитограф используется для наблюдений общего магнитного поля Солнца (Sun-as-a-star) и глобальных колебаний Солнца.

Мы собираемся проводить постепенную модернизацию магнитографа и использовать его для решения более широкого круга научных задач. В настоящее время проводится создание и внедрение высоковольтного генератора для модуляции КДП. Это позволит заменить фотоэлектронные умножители, которые сейчас используются в качестве регистрирующих приемников, на линейную ПЗС матрицу. Такое решение даст возможность проводить измерения магнитных полей в одном канале сразу в нескольких спектральных линиях, и, соответственно, на разных высотах в атмосфере Солнца.

Также мы планируем снова использовать режим наблюдений с разрешением по диску Солнца и измерений полного вектора магнитного поля. По нашим оценкам, при внедрении высоковольтного генератора время сканирования одной средней по размерам активной области может сократиться до 30 минут вместо 2 часов, что требовалось ранее. Наблюдения магнитного поля и доплеровской скорости одновременно на нескольких высотах позволит ставить и решать задачи распространения волн и токов вдоль вертикальных магнитных трубок, а использование магнитографа для измерения полного вектора магнитного поля может принести свои плоды при изучении спиральности всплывающих магнитных потоков.


Принят 04 июля 2016 г.

51.  В.Г. Файнштейн, Я.И. Егоров, Г.В. Руденко
ВАРИАЦИИ ФОТОСФЕРНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ, СОПРОВОЖДАЮЩИЕ ЭРУПТИВНОЕ СОБЫТИЕ 07.06.11
Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия,
vfain@iszf.irk.ru

По данным векторных измерений фотосферного магнитного поля инструментом SDO/HMI исследованы изменения поля в области эруптивного события 7 июня 2011 г., связанного с эрупцией волокна (ЭВ), вспышкой и корональным выбросом массы. Анализировались вариации модуля (B), радиальной (Br) и поперечной (Bt) компоненты магнитной индукции, а также угла наклона (&alpha;) силовых линий поля к радиальному направлению из центра Солнца. Сделан вывод, что наиболее вероятная причина начала ЭВ, которая является триггером связанных вспышки и КВМ, а также 1-го этапа резкого ускорения волокна является «magnetic flux cancellation» в нескольких местах внутри и вокруг канала волокна. Предположено, что вспышка и этап самого быстрого ускорения волокна связаны с появлением пятна рядом с юго-восточной ногой волокна, полярность и величина поля в котором удовлетворяли возможности магнитного пересоединения этого поля с окружающим волокно полем. Впервые детально изучены вариации углов наклона силовых линий поля со временем в разных участках эруптивного события. Обнаружено, что в период медленного подъема волокна в окрестности его канала происходит уменьшение углов наклона линий поля, а в области вспышки в окрестности нейтральной линии после начала вспышки углы наклона линий поля резко возрастают. Показано, что вспышечные ленты на всех этапах своего существования находятся над участками фотосферы с локальными максимумами модуля поля и с минимумами углов наклона линий поля. Показано, что вблизи линии раздела полярности (ЛРП) фотосферного магнитного поля азимут вектора поля после начала вспышки уменьшается, что означает уменьшение угла β между ЛРП и проекцией вектора магнитной индукции на плоскость неба. Вдали от ЛРП, наоборот, азимут увеличивается, и, соответственно, угол β также увеличивается.


Принят 04 июля 2016 г.

52.  В.К. Грязнов1, И.Л. Иосилевский2, 3
СОЛНЦЕ КАК УНИКАЛЬНАЯ ЕСТЕСТВЕННАЯ ЛАБОРАТОРИЯ НЕИДЕАЛЬНОЙ ПЛАЗМЫ
1Институт проблем химической физики РАН, Черноголовка, Россия
2Институт высоких температур РАН, Москва, Россия
3Московский физико-технический институт (Государственный унииверситет), Долгопрудный, Россия

Достижения последних лет в исследовании Солнца позволяют из наблюдательных данных о солнечных колебаниях получать информацию об уравнении состояния солнечной плазмы с высокой точностью, практически недостижимой в лабораторных условиях. Это предоставляет уникальную возможность для исследования термодинамики слабонеидеальной плазмы и проверки существующих модельных представлений. В данной работе представляется термодинамическая модель SAHA-S для описания слабонеидеальной многокомпонентной плазмы Солнца. Модель основана на квазихимическом представлении и включает в себя кулоновское взаимодействие между частицами с обменными и корреляционными поправками релятивистские эффекты и вклад излучения. Термодинамические функции солнечной плазмы рассчитывались во всем диапазоне температур и плотностей Солнца от его поверхности до центра. Рассматривался расширенный элементный состав плазмы Солнца, включающий водород, гелий и тяжелые элементы от углерода до железа с различным процентным содержанием тяжелых элементов. Компонентный состав включал атомы, двухатомные молекулы, электроны и ионы от однозарядных до ядер. Последняя версия модели включала более 140 компонент. Представлено и обсуждается сравнение полученных результатов с другими моделями и результатами гелиосейсмологической инверсии.


Принят 07 июля 2016 г.

53. Э.А. Барановский1, Н.Н. Степанян1, В.П. Таращук1, Н.И. Штерцер1, В.Г. Файнштейн2, Я.И. Егоров2, Г.В. Руденко2
ФИЗИЧЕСКИЕ УСЛОВИЯ В ВОЛОКНАХ НА ВЫСОТАХ ОТ ФОТОСФЕРЫ ДО КОРОНЫ
1 ФГБУН КРАО РАН РАН, пгт. Научный, Республика Крым, Россия
2Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения РАН, г. Иркутск, Россия,
vfain@iszf.irk.ru

Изучены волокна по наблюдениям в центрах линий Н-альфа, НеI 1083 нм и FeXIII 19.3 нм и распределению магнитного поля в фотосфере. Найдено изменение температуры, плотности и магнитного поля с высотой, построены силовые линии магнитного поля. Определено изменение этих величин в процессе развития волокна.


Принят 07 июля 2016 г.

54. А.Н. Бабин, Э.А. Барановский, А.Н. Коваль
Н-АЛЬФА СПЕКТРАЛЬННЫЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ И СТРУКТУРА ХРОМОСФЕРЫ РАЗНЫХ ВСПЫШЕЧНЫХ УЗЛОВ
ФГБУН КРАО РАН РАН, пгт. Научный, Республика Крым, Россия

Анализ спектров ядер белых вспышек, а также ядер, не излучающих в континууме, и построение не-ЛТР полуэмпирических моделей атмосферы вспышки позволяет установить различия в физических условиях в атмосфере разных ядер. Во многих отношениях спектры белых вспышек фундаментально не отличаются от спектров обычных сильных вспышек. Однако чтобы произвести излучение в континууме, нужны специальные условия во вспышечной атмосфере. В недавней работе мы анализировали спектры ядер вспышки 9 августа 2011 г. балла 2В/Х6.9, излучающих в континууме, и получили полуэмпирические модели вспышечной атмосферы на основании наблюденных Н-альфа профилей, профилей линий железа и непрерывного излучения. В настоящей работе мы исследуем другие узлы той же вспышки, в которых эмиссия в линии Н-альфа сильная и с протяженными крыльями, но непрерывная эмиссия отсутствует. Рассчитаны полуэмпирические модели для трех таких вспышечных узлов. Расчеты показали, что нельзя объяснить наблюдаемые профили Н-альфа с помощью однокомпонентной модели. Сравнение моделей атмосферы белых и обычных узлов вспышки показало, что хромосфера узлов вспышки с непрерывной эмиссией прогрета более глубоко – до температурного минимума. Хромосфера узлов вспышки без непрерывной эмиссии не имеет глубокого прогрева, но в верхней хромосфере имеется конденсация высокой плотности.


Принят 07 июля 2016 г.

55. Г.П. Чернов, В.В. Фомичев
РАЗВИТИЕ ВСПЫЕЧНЫХ ПРОЦЕССОВ И ОСОБЕННОСТИ ТОНКОЙ СТРУКТУРЫ СОЛНЕЧНОГО РАИОИЗЛУЧЕНИЯ
Институт земного магнитезма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова (ИЗМИРАН), г. Троицк, Москва, Россия,
gchernov@izmiran.ru

С помощью всех доступных данных наземных и спутниковых наблюдений выясняется причина появления различных элементов тонкой структуры солнечных радиовсплесков в дециметровом и микроволновом диапазонах волн. В некоторых явлениях быстрые пульсации, зебра-структура, волокна и спайки наблюдались практически одновременно. На примере двух явлений показано, что пульсации радиоизлучения вызываются частицами, ускоренными в области магнитного пересоединения, а зебра-структура возбуждается в источнике типа магнитной ловушки для быстрых частиц. Сложное сочетание странных волокон, зебра-структуры и спайков в явлении 1 декабря 2004 г. cвязывается с единым источником — магнитным островом, образующимся после коронального выброса массы.


Принят 12 июля 2016 г.

56. С.В. Аюков, В.А. Батурин, А.Б. Горшков, А.В. Орешина
ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ СОЛНЦА: СОВРЕМЕННЫЕ ПРОБЛЕМЫ И ПЕРСПЕКТИВЫ
Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия

Благодаря успехам гелиосейсмологии и нейтринных экспериментов о внутреннем строении Солнца известно очень многое: адиабатический показатель упругости, плотность и скорость звука в конвективной и лучистой зонах, глубина конвективной зоны, потоки нейтрино из ядра и другое. Стандартная модель Солнца не воспроизводит все эти характеристики, причем модели с низким содержанием тяжелых элементов (массовая доля Z=0.013 в конвективной зоне) отклоняются от гелиосейсмических данных значительно сильнее моделей с высоким Z=0.018. Тем не менее спектроскопическое низкое Z получило подтверждение в работах Воронцов и др. 2013, 2014, в которых проведено восстановление профиля γ в адиабатической части конвективной зоны по частотам колебаний. Модели конвективной зоны показывают, что именно при низком Z получается хорошее согласование. В данной работе делается попытка построить гелиосейсмическую модель Солнца с низким Z. Такая модель Солнца требует изменения сечения реакции pp и непрозрачностей в лучистой зоне. На наш взгляд, гелиосейсмический результат о массе, сосредоточенной в конвективной зоне свидетельствует о том, что сечение pp реак ции или коэффициент электронного экранирования в ядре Солнца должны быть увеличены на несколько процентов по сравнению с современными данными. При таком увеличении требуется внесение сравнительно небольшой поправки в непрозрачности (менее 5%), чтобы получить модель Солнца с низким Z, согласованную с результатами гелиосейсмологии и наблюдаемыми нейтринными потоками.


Принят 15 июля 2016 г.

57. И.М. Подгорный1, А.И. Подгорный2
СОЛНЕЧНЫЕ КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ - МЕХАНИЗМ УСКОРЕНИЯ И РАСПРОСТРАНЕНИЯ В МЕЖПЛАНЕТНОЙ СРЕДЕ
1Институт астрономии Российской академии наук (ИНАСАН), Москва, Росиия
2Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН (ФИАН), Москва, Россия

Столетнее исследование космических лучей не привело к выяснению их природы. Обнаружение протонов ускоренных, на Солнце до энергии 10 ГэВ, открыло возможность выяснения условий ускорения космических лучей и механизма их распространения. Каждый импульс ускоренных протонов, регистрируемый на орбите Земли, связан с конкретной солнечной вспышкой и запаздывание прихода протонов относительно вспышки определяется их распространением протонов в межпланетной среде. Протоны от вспышек на западной части Солнца достигают Земли, двигаясь вдоль линий межпланетного магнитного поля, а распространение от восточных вспышек происходит поперек магнитного поля. Движение протонов, описывается одночастичным приближением только на фронте протонного импульса. Затем распределение протонов становиться изотропным, а распространение диффузионным. По-видимому, анизотропный вначале пучок протонов вызывает пучковую неустойчивость, а в дальнейшем происходит рассеяние частиц на флуктуациях поля. Длительность импульса протонов возрастает при распространении в межпланетной среде. Длительность генерации солнечных космических лучей, определенная по γ-излучению, составляет обычно ~10 мин, а длительность импульса протонов Земли может превосходить несколько суток.


Принят 15 июля 2016 г.

58. А.И. Подгорный1, И.М. Подгорный2, Н.С. Мешалкина3
ИССЛЕДОВСНИЕ МЕХАНИЗМА СОЛНЕЧНОЙ ВСПЫШЕИ ПУТЕМ СРАВНЕНИЯ РЕЗУЛЬТАТОВ МГД МОДЕЛИРОВОНИЯ ДЛЯ АО 10365 С РЕНТГЕНОВСКИМИ НАБЛЮДЕНИЯМИ
1Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН (ФИАН), Москва, Россия
2Институт астрономии Российской академии наук (ИНАСАН), Москва, Росиия
3Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия

Первичное освобождение энергии солнечной вспышки высоко в солнечной короне над активной областью (на высоте ~20000 км) объясняется накоплением энергии вспышки в магнитном поле токового слоя, который появляется в окрестности особой линии магнитного поля вследствие фокусировки возмущений, распространяющихся от фотосферы. Существуют также альтернативные объяснения солнечных вспышек, наиболее распространенное из которых связано с появлением в короне магнитного жгута (rope). Поскольку конфигурацию магнитного поля в короне над активной областью невозможно определить из наблюдений, то для изучения механизма вспышки проводилось численное МГД моделирование. При постановке условий МГД моделирования никаких предположений о механизме вспышки не делалось, все условия задавались из наблюдений. Моделирование показало появление токового слоя над активной областью перед вспышкой. Результаты расчета показывают, основные проявления вспышки объясняются предложенной ранее электродинамической моделью. Для вспышек М1.4 27 мая 2003 г в 02:53 и X1.2 29 мая в 51:00 над активной областью NOAA 10365, мягкое рентгеновское из которых наблюдалось на космическом аппарате RHESSI, положение токового слоя совпадает с источником мягкого рентгеновского излучения.


Принят 15 июля 2016 г.

59. Ю.А. Фурсяк
ОСОБЕННОСТИ ДВИЖЕНИЯ ПЯТЕН В АКТИВНЫХ ОБЛАСТЯХ NOAA AR11158, NOAA AR11283 И NOAA AR11515 ПЕРЕД ВСПЫШКАМИ РЕНТГЕНОВСКИХ КЛАССОВ М И Х
ФГБУН КРАО РАН РАН, п. Научный, Республика Крым, Россия

Исследованы собственные движения отдельных пятен в трех активных областях. Определены скорости движения выбранных пятен в направлениях север-юг и восток-запад. Построены графики изменения скоростей движения. Установлена связь между резким возрастанием скорости движения пятна и ростом вспышечной активности области. Делается попытка выявить физические факторы, приводящие к резкому росту собственной скорости движения пятен.

Работа выполнена с использованием данных космических аппаратов SDO/HMI и GOES-15.


Принят 15 июля 2016 г.

60. Ю.А. Фурсяк1, В.И. Абраменко1,2
ЭНЕРГИЯ ДИССИПАЦИИ МАГНИТНОГО ПОЛЯ И ЕЕ СВЯЗЬ С ЭЛЕКТРИЧЕСКИМИ ТОКАМИ В ФОТОСФЕРЕ СОЛНЦА
1 ФГБУН КРАО РАН РАН, п. Научный, Республика Крым, Росиия
2Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия

По данным SDO/HMI построены карты распределения величины энергии диссипации магнитного поля в области NOAA AR11283 за период с 3 по 8 сентября 2011 года. Выявлено наличие замкнутых кольцевых структур с высокими значениями энергии диссипации вокруг небольших пятен и пор. Подобные структуры могут быть связаны со значительным ростом величины поперечного электрического тока вследствие быстрого изменения магнитного потока в замкнутой области. Установлена связь между величиной квадрата плотности поперечного электрического тока в фотосфере и измеренной нами энергией диссипации. Для четырех выбранных пятен и пор построены графики изменения магнитного потока и квадрата плотности поперечного тока в фотосфере. Эти изменения полностью согласуются с законом Фарадея и правилом Ленца, а вычисленные структуры энергии диссипации несут информацию о поперечных токах в активной области.


Принят 25 июля 2016 г.

61. В.В. Смирнова1,2, А. Риехокайнен2, П.В. Стрекалова1
НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ПАРАМЕТРЫ СОЛНЕЧНЫХ МЕЛКОМАСШТАБНЫХ МАГНИТНЫХ ЭЛЕМЕНТОВ И ИХ КВАЗИ-ПЕРИОДИЧЕСКИЕ ВАРИАЦИИ
1Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия
2Университет Турку, Турку, Финляндия

С использованием магнитограмм SDO/HMI и данных в линиях 1600 и 1700 А, проведен статистический анализ наблюдательных параметров мелкомасштабных магнитных элементов с размерами 4-10 угл. сек., и временем жизни порядка 28 часов. На примере 50 объектов были построены временные ряды средних значений напряженности магнитного поля в контурах 100-200 Гс и исследованы длинные квази-периодические вариации мелкомасштабных структур на разных уровнях солнечной атмосферы с периодами в пределах 30-250 минут. Длительность временных рядов составляла 10-13 часов, что обусловлено временем квази-стабильности магнитных элементов. Показано, что исследуемые элементы связаны с факельными уярчениями, наблюдаемыми на уровне солнечной хромосферы.


Принят 25 июля 2016 г.

62. О.А. Андреева
РОЛЬ ВЕРТИКАЛЬНЫХ ДВИЖЕНИЙ ВЕЩЕСТВА В ЭВОЛЮЦИИ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ
ФГБУН КРАО РАН РАН, п. Научный, Республика Крым, Росиия,
olga@craocrimea.ru

По материалам космической обсерватории SDO/HMI (допплерограммы, с временным разрешением 720 сек) и наземным наблюдениям КрАО /БСТ-2 (магнитные поля солнечных пятен в линии FeI 630.2 nm) прослеживается динамика появления в фотосфере магнитного поля активных областей и связанной с ним картины вертикальных движений. Всего рассмотрено 10 активных областей. Особое внимание уделялось начальной и завершающей фазам их развития.


Принят 25 июля 2016 г.

63. Э.А. Барановский1, Н.Н. Степанян1, В.П. Таращук1, Н.И. Штерцер1, В.Г. Файнштейн2, Г.В. Руденко2, Я.И. Егоров2
ОСОБЕННОСТИ ФИЗИЧЕСКИХ УСЛОВИЙ В КОЛЬЦЕВЫХ ВОЛОКНАХ
1ФГБУН «КрАО РАН» 298409, Научный, Крым, Россия,
nataly@craocrimea.ru

2ФГБУН «ИСЗФ СО РАН» 664033, Иркутск, Россия, а/я 219

Изучены кольцевые волокна по наблюдениям в центрах линий Н-альфа, НеI 1083 нм, FeXIII 19.3 нм и по распределению магнитного поля в фотосфере. Найдены характерные отличия физических условий в кольцевых волокнах по сравнению с протяженными волокнами.


Принят 25 июля 2016 г.

64. З.С. Ахтемов
СИЛЬНЫЕ ВСПЫШКИ 24 ЦИКЛА: ЭНЕРГИЯ И ПРОСТРАНСТВЕННОЕ РАСПОЛОЖЕНИЕ
ФГБУН «КрАО РАН», АР Крым, Научный

В 24-ом цикле солнечной активности (1987 – 1992гг, кэррингтоновские обороты CR 2091 – CR 2168) рассмотрены 1512 оптических вспышек, сопровождавшихся рентгеновским излучением мощностью f ? 5*10-6 wm-2. При сравнении характеристик вспышек получено, что в данном промежутке времени S-полусфера Солнца более активна по количеству и мощности вспышек, чем N-полусфера. Зарегистрировано 578 вспышек в N-полусфере и 934 в S-полусфере. Суммарная мощность вспышек рентгеновского излучения в северной полусфере 1,29*10-2 wm-2 , а в южной 1,67*10-2 wm-2. Для всего промежутка времени наблюдения можно выделить несколько долготных интервалов с повышенной вспышечной активностью. Они существуют в течение всего изучаемого промежутка времени – 78 оборотов. Активные долготы в одной полусфере в это же время, c большой вероятностью, являются долготами с низкой вспышечной активностью в другой полусфере и наоборот. В одном и том же диапазоне долгот вспышечная активность наблюдается непрерывно в течение 5-9 оборотов. За 78 оборотов такая длительная активность произошла по 2 раза в каждой полусфере. Показано долготное распределение числа вспышек в 22-ом, 23-ем и 24-ом циклах солнечной активности, за 37, 68 и 78 оборотов соответственно, а также распределение числа вспышек во времени за 78 оборотов 24-го цикла. Рассмотрена северо-южная асимметрия в долготном распределении и квазипериодическая северо-южная асимметрия в распределении числа вспышек по времени.


Принят 22 августа 2016 г.

65. В.В. Смирнова1, 2, М.А. Лукичева3, В.С. Рыжов4
ОСОБЕННОСТИ ОБРАБОТКИ СОЛНЕЧНЫХ НАБЛЮДЕНИЙ, ПОЛУЧАЕМЫХ НА РАДИОТЕЛЕСКОПЕ РТ-7.5 МГТУ ИМ. Н.Э. БАУМАНА
1Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия
2Университет Турку, Турку, Финляндия
3НИАИ им. В.В. Соболева, Санкт-Петербургский государственный университет, Санкт-Петербург, Россия
4Московский государственны технический университет им. Н.Э. Баумана, Москва, Россия

Представлены новые методы первичной обработки солнечных наблюдений, получаемых на радиотелескопе РТ-7,5 МГТУ им. Н.Э. Баумана. Создан каталог данных, включающий в себя наблюдения с 2010 по 2015 гг. Рассмотрены наиболее актуальные методики улучшения качества наблюдателных данных.


 


Лаборатория Физики Солнца, ФГБУН КРАО РАН, 298409, пгт. Научный, Республика Крым, Россия
факс:  0(36554) 71004

Заведующая Лабораторией Физики Солнца - д.ф.-м.н. Степанян Наталья Николаевна
тел.:  0(36554) 71107


Если у Вас есть идеи, комментарии или вопросы, касающиеся этого сайта, обязательно пишите нам: solar@craocrimea.ru